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Johann Holetschek 
tenden Schweif zeigen und dürfte daher, wenn überhaupt die Bahn zur Berechnung der Helligkeit hinrei¬ 
chend sicher ist, hauptsächlich wegen seines eigenthümlichen, von dem der Fixsterne gänzlich verschie¬ 
denen Aussehens aufgefallen sein. 
Sieht man von dieser vereinzelten Ausnahme ab, so zeigt sich, wenn man alle für die verschiedenen 
Erscheinungen des Halley'sehen Kometen abgeleiteten Resultate überblickt, nirgends eine wesentliche 
Abweichung, ja es stimmen sogar alle Helligkeitswcrthe, auf welchem Wege sie auch gefunden sein 
mögen, unter einander so gut überein, dass es in Anbetracht der Unsicherheit vieler Zahlen nicht besser 
erwartet werden kann. Es darf daher die Helligkeit des Halley'sehen Kometen innerhalb der Unsicherheits¬ 
grenzen der bisherigen, sei es directen oder indirecten Helligkeitsangaben als constant angesehen werden, 
und somit zeigt sich durch die vorliegende Untersuchung für alle Erscheinungen das bestätigt, was Olbers 
(Astr. Nachr., Bd. 12, S. 60) für die neueren Erscheinungen angedeutet hat, nämlich dass das verschiedene 
Aussehen des Halley'sehen Kometen in verschiedenen Erscheinungen — einmal unscheinbar, einmal 
glänzend — durch die Lage gegen Erde und Sonne erklärt werden kann. 
Bei diesen Betrachtungen ist natürlich immer vorausgesetzt, was aber keineswegs noch sicher ist, 
dass die Identificirungen älterer Kometenerscheinungen mit dem Halley’schen Kometen durch Laugier 
(Comptes rendus Paris, Bd. 23, S. 183) und Hind (Monthly Notices, Bd. 10, S. 51), auf denen ja ein 
grosser Theil dieser Folgerungen beruht, wirklich gerechtfertigt sind. Andererseits geht aber aus der Über¬ 
einstimmung der gefundenen Resultate hervor, dass diese Identificirungen durch die vorliegenden l lellig- 
keitsuntersuchungen wenigstens nichts von ihrer Wahrscheinlichkeit verloren haben. 
Eine ähnliche Übereinstimmung zeigen auch, wie aus der folgenden Zusammenstellung hervorgeht, 
die aus den verschiedenen Erscheinungen abgeleiteten wahren Schweiflängen c; die Vergleichungen können 
aber nicht auf die Erscheinungen vor 1456 ausgedehnt werden, weil aus jenem Zeiträume keine reducir- 
baren Angaben über die Schweiflänge vorliegen. Es schien mir bei dieser Zusammenstellung angezeigt, 
überall, wo drei oder mehr Längen vorliegen, zunächst einen aus den kleineren und mittleren gebildeten 
Mittelwerth und dann den jeweiligen Maximalwerth anzusetzen; bei der Erscheinung von 1531, aus welcher 
nur zwei Angaben über die Schweiflänge zu linden waren, ist der kleinere Werth unter die Mittelwerthe, 
der grössere unter die Maximalwerthe gesetzt. 
Erscheinung Beobachtete Bahnstrecke 
Schweiflänge 
Maximum der 
Schweiflänge 
1456 
nahe am 
Perihel 
0*20 
(Mittel aus 
2) 
°'39 
1531 
1607 
vor dem Perihel und nahe am Perihel 
o* 14 
0 *06 
( » 
2) 
b O 
1682 
» » 
O* IO 
( » 
7 ) 
0*22 
1759 
nach » 
» 
0*08 
( > 
17 ) 
0 ■ 5 (?) 
1835 
vor » 
» 
0*08 
( » 
11) 
0-17 
Man sieht, dass die Mittelwerthe (meist nahe an c=CPl), welche im Allgemeinen die Länge der 
helleren, leicht sichtbaren Partie des Schweifes erkennen lassen, in den verschiedenen Erscheinungen 
nicht weiter von einander abweichen, als es bei Schweifbeobachtungen desselben Kometen der Fall zu sein 
pflegt, und dass sogar die Maximalwerthe, d. h. diejenigen Längen, bis zu welchen der Schweif unter 
besonders günstigen Umständen verfolgt werden konnte, trotz ihrer bedeutenden Verschiedenheit 
wenigstens in der Weise übereinstimmen, dass die kleineren (nahe an c — 0-2)- vor dem Perihel, die 
grössten (u = 0 ■ 4 oder 0-5) nahe am Perihel oder nach dem Perihel beobachtet worden sind. 
Es lassen also die verschiedenen Erscheinungen des Halley’schen Kometen weder eine Änderung 
der Helligkeit, noch einen Wechsel der Schweiflänge erkennen. Da aber nicht in Abrede gestellt werden 
kann, dass jeder schweifbildende Komet, also auch der Halley’sche, bei jeder Wiederkehr etwas von 
seiner Materie verliert, auch wenn dasselbe durch Beobachtungen der Helligkeitsdifferenzen nicht nach¬ 
weisbar ist, und da andererseits nach unseren Erfahrungen selbst zur Erzeugung eines mächtigen Schweifes 
nur relativ wenig Kometenmatgrie erforderlich ist, so erscheint die den berechneten Helligkeitswerthen 
anhaftende Unsicherheit mehr als genügend, um den zur jedesmaligen Schweifbildung erforderlichen 
