854 Dr. J. Holetschek, 



Die außerordentlich hohen Helligkeitsgrade, durch welche es bei einigen Kometen mit sehr kleinen 

 Periheldistanzen (1843 I, 1847 I, 1853 III, 1882 I, 1882 II) ermöglicht worden ist, diese Himmelskörper zur 

 Zeit der Sonnennähe sogar am Tage in einem geringen Abstand von der Sonne zu beobachten, sind dabei 

 nicht berücksichtigt. 



Die Zeit, in welcher die hier auszugsweise vorgeführte Kometenreihe endigt, reicht fast bis an die- 

 jenige, in welcher ich mit dem I. Teil der vorliegenden Untersuchungen begonnen und zugleich auch 

 selbst die jeweilig sichtbaren helleren Kometen bezüglich ihrer Helligkeit und Größe zu beobachten 

 angefangen habe (1885/86). 



Dabei habe ich, um ein Verfahren anzuwenden, welches so wie jetzt ebensogut auch schon bei 

 Kometen früherer Zeiten hätte angewendet werden können, nach einigen Versuchen gefunden, daß es zu 

 diesem Zweck am einfachsten und sichersten ist, nebst der Helligkeit des Kernes oder der Kernpartie 

 auch den »Helligkeitsgrad« oder die »Wahrnehmbarkeit« des ganzen Kometen zu bestimmen, und zwar 

 in der Weise, daß man den Kometen (oder überhaupt «inen Nebelstern) durch das kleinste (zur Verfügung 

 stehende) Fernrohr, in welchem er noch sichtbar ist, wenn möglich auch mit bloßen Augen betrachtet und 

 die Sterne angibt, welche so leicht oder so schwer gesehen werden können wie der Komet; wenn es die 

 Umstände erfordern oder zulassen, kann der Komet bezüglich seiner Wahrnehmbarkeit auch zwischen 

 zwei Sterne von verschiedener Helligkeit eingeschätzt werden. An dieses Verfahren habe ich mich seit 

 März 1890 fast durchgehends gehalten und so sind die verhältnismäßig zahlreichen Helligkeits- 

 bestimmungen entstanden, welche ich seit jener Zeit in den »Astronomischen Nachrichten« und den 

 »Annalen der k. k. Universitätssternwarte in Wien« publiziert habe. 



Diese Kometen habe ich hier aber nicht mehr aufgenommen, weil sie ähnlich wie die von J. F. Julius 

 Schmidt beobachteten, wegen der größeren Zahl von Helligkeitsangaben, die sämtlich nach demselben 

 Vorgang gefunden wurden, zu einem anderen, mehr eingehenden Unternehmen benutzt werden können, 

 auf dessen Bedeutung von Prof. J. Hartmann aufmerksam gemacht worden ist. 1 



Es kann nämlich, wenn die Zahl der ausreichend beobachteten Kometen eine größere ist, daran- 

 gegangen werden, diejenigen zusammenzusuchen, die bezüglich ihrer Helligkeit und Schweiflänge mehr- 

 mals und namentlich bei verschiedenen Radiusvektoren beobachtet sind, und sodann sämtliche Resultate 

 zu einem besonderen Tafelwerk zu vereinigen in der Weise, daß ein Komet nicht einfach nach q und dem 

 jeweiligen Maximalwert von H 1 (der ja bei vielen Kometen ohnehin nicht sicher ermittelt werden kann), ~ 

 sondern mit allen für ihn gefundenen Werten von H^ eventuell auch S eingetragen wird, zu welchem 

 Zweck die Tafel nicht nach dem vertikalen Argument q, sondern nach r fortzuschreiten hat und jeder 

 Wert von H^ nebst S in der Höhe des zugehörigen Radiusvektors einzuschreiben ist. Die Einrichtung 

 wäre demnach so, wie dies schon früher für denHalley'schen Kometen geschehen ist, 2 nur mit dem Unter- 

 schied, daß dasjenige, was dort für die verschiedenen Erscheinungen dieses einen Kometen geschah, jetzt 

 für die Erscheinungen verschiedener Kometen zu geschehen hat. 



Auf Grund einer solchen Zusammenstellung ist sodann unter der Voraussetzung, daß die Steigerung 

 der Helligkeit vor und ihre Abnahme nach dem Perihel (ebenso auch die Schweifentwicklung) bei ver- 

 schiedenen Kometen in analoger Weise vor sich geht, die Möglichkeit geboten, für irgendeinen Kometen, 

 von dem die bei einem gewissen Radiusvektor beobachtete Helligkeit bekannt ist, den zu erwartenden 

 weiteren Helligkeitsverlauf samt dem Grade der Schweifentwicklung auf empirischem Wege, das heißt 

 durch genäherte Einschätzung zwischen benachbarte Kometen, wenigstens versuchsweise vorauszu- 

 bestimmen. 



Kometen, die sich dazu eignen, sind allerdings noch nicht besonders zahlreich, doch können, wenn 

 man sich auf solche beschränkt, die durch eine recht auffällige Schweifentwicklung ausgezeichnet waren, 

 immerhin die folgenden genannt werden: 



1 Vierteljahrsschr. d. Astron. Gesellschaft, 32. Jahrg. (1897), p. 244. 



2 A. a. 0., p. 243, und Astron. Nachr., Bd. 185, p. 273. 



