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europäischen Sternwarten beobachtet (Zeitschr. f. Astr., Bd. 5, p. 152, 186, 253, und Astr. Jahrb. 1821, 

 p. 145). Bei den Pariser Beobachtungen (Conn. d. T. 1821, p. 338) ist zum 3. April die so häufig wieder- 

 kehrende Bemerkung beigefügt, der Komet sei so schwach gewesen, daß das kleinste ins Fernrohr ein- 

 geführte künstliche Licht genügte, ihn unsichtbar zu machen. Überhaupt nahm seine Helligkeit jetzt sehr 

 merklich ab, obwohl man auf Grund seiner bedeutenderen Annäherung an die Erde eine Zunahme erwartet 

 hätte, eine Erscheinung, auf die fast alle Beobachter aufmerksam gemacht haben; so namentlich Gibers 

 (Astr. Jahrb. 1821, p. 147), Encke (a. a. 0., p. 164) und Lindenau (Zeitschr. f. Astr., Bd. 5, p. 181). Olbers 

 hat den Kometen zum letzten Mal am 1. Mai beobachtet; am 12. Mai sah er mit seinem großen Dollond 

 nichts mehr von ihm, obwohl zeitweise Sterne bis zur 13. und 14. Größe (nach der Skala von Argelander 

 vermutlich 11. Größe) zu sehen waren, und kam zu der Folgerung, daß diese unerwartete Lichtschwäche des 

 Kometen nicht bloß optisch war, sondern in physischen Veränderungen desselben ihren Grund hatte (a.a.O.). 



Die Ursache der überraschenden Helligkeitsabnahme ist aber ganz einfach nur in der schon wieder 

 sehr wesentlich zunehmenden Größe des Radiusvektors r zu suchen. Es bedarf dann, wenn die' abnehmende 

 Helligkeit einmal bis zu einem gewissen Grad von Lichtschwäche gesunken ist, nur noch einer verhältnis- 

 mäßig geringen Zunahme des Abstandes von der Sonne, um einen Kometen so schwach und matt 

 erscheinen zu lassen, daß er gar nicht mehr zu erkennen ist. Der Abstand von der Erde kommt dann 

 schon weniger zur Wirksamkeit. Hätte Encke a. a. 0. nebst der nach dem Verhältnisse 1 : A' 2 und nach 

 1 : r' 2 A' 2 berechneten Lichtstärke auch noch die nach 1 : r' 2 berechnete zur Anschauung gebracht, so wäre 

 er dadurch den tatsächlichen Verhältnissen, also insbesondere der bedeutenden Helligkeitsabnahme 

 wesentlich näher gekommen. Damit soll aber natürlich (wie ich schon mehrmals und namentlich bei meinen 

 Untersuchungen über die Helligkeit des Halley'schen und des Encke'schen Kometen dargelegt habe) 

 nicht gesagt sein, daß der Faktor A 2 außeracht zu lassen ist, sondern nur, daß bei einer solchen Licht- 

 abnahme der Teil der Helligkeitsänderungen, welcher von den Änderungen des Radiusvektors r her- 

 rührt, das Übergewicht hat über den, welcher von den Änderungen der Distanz A herrührt. 



Auf den Einwand, daß ja der Komet auch vor dem Perihel, als er zu Marseille entdeckt wurde, in 

 einem fast ebenso großen Abstand von der Sonne r und überdies in einer viel größeren Distanz von der 

 Erde A war, demnach seine theoretische Helligkeit wesentlich geringer war als im Mai, kann entgegnet 

 werden, daß die Sichtbarkeitsverhältnisse unter dem klaren Himmel von Marseille höchstwahrscheinlich 

 günstiger gewesen sind als an den übrigen Beobachtungsorten. Überhaupt sind die Helligkeitsandeutungen 

 aus Marseille mit denen von den anderen europäischen Sternwarten auch schon darum nicht direkt ver- 

 gleichbar, weil der Komet dort nur in den ersten zwei Monaten, hier dagegen nur in den letzten zwei 

 Monaten, also nirgends während des ganzen Zeitraumes verfolgt worden ist und weil er überdies zu 

 Marseille noch in ziemlich nördlichen, auf. den anderen Sternwarten aber nur mehr in viel südlicheren 

 Deklinationen beobachtet werden konnte. Es darf somit der bemerkte Widerspruch zwischen den Hellig- 

 keitsandeutungen bei gleich großen Radiusvektoren vor und nach dem Perihel (26. Dezember und 1. Mai) 

 als ein nur scheinbarer bezeichnet werden. 



Wenn nun gefragt wird, wie groß der Helligkeitsgrad des Kometen gewesen sein mag, so wird man 

 unter Rücksichtnahme auf die Andeutungen und Bemerkungen von Pons und Blanpain als Maximal- 

 wert immerhin die 7. Größe annehmen und, was die Zeit betrifft, denselben in die zweite Hälfte des 

 Februar, in welcher der Periheldurchgang stattgefunden hat, verlegen dürfen, so daß sich unter dieser 

 Annahme H 1 = 5™6 ergeben würde. Anderseits kann der Komet zur Zeit seiner schon besonders auffälligen 

 Lichtschwäche, nämlich im April, da er am 15. trotz Mondlicht von Olbers in Bremen und am 14. mit 

 wesentlich geringeren optischen Mitteln von Bürg in Wien beobachtet worden ist (Zeitschr. f. Astr., 

 Bd. 5, p. 254, und Ästr. Jahrb. 1821, p. 160), kaum schwächer gewesen sein als 9. bis 10. Größe. Nimmt 

 man demgemäß für die Mitte dieses Monats 9^5 an, so folgt, da 5 log rA = +0-9 war, als reduzierte 

 Helligkeit H 1 = 8™6. Diese ist daher mit großer Wahrscheinlichkeit durch die zwei hier abgeleiteten, 

 allerdings weit von einander abstehenden Werte 5™6 und 8' p ß begrenzt und man wird als Resultat, etwas 

 abgerundet, schreiben dürfen: 7 m ± l 1 /.," 1 . 



