Grösse und Helligkeit der Kometen und ihrer Schweife. 
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Komet 
Di 
1 
. M < 
Schweiflänge 
Ln 
OC 
o 
* 1 9 ; 4 10 
o - 6o 
4 in 
0'° 5 J °’2S 
1582 
0 ' 1 7 
S'/a 
O 
O 
O 
to 
0 
1585 
0-3; l- 1 
1 *09 
7 ‘ 5 
fast null 
1590 
1 ' 3 
°' 57 
5 Vs 
0-04; 0-05 
1593 
0*09 
S'° 
0-05 
1596 
o '57 
4-6 
0' °5 > 0 ‘ ° 9 (?) 
1607 (H) 
°'59 
4'3 
o’oö; o - 12 
1618 1 
0-51 
5 (?) 
schon 20 T; 
nach dem Peri 
sehr klein 
1618 II 
1 ' 1; 2 - s 
°'39 
4-8 
0-3; o -47 
1652 
3 ‘ 6 
0 85 
6 '3 
C 
’o 
rO 
O 
O 
1661 
2 • 6 (?) 
°'44 
5 Vs 
0*04; er07 
1664 
7 ' 1; 4 ' 0 
1 03 
3-6 
O' 16; 0‘4 
1665 
3'5 
0*11 
4" 1 bis 2 V2" 1 
0-27; 0-33 
1672 
4 (?) 
0 • 70 
3'7 
>0*04 
1677 
0'28 
3 (?) 
o'os; O'10 
1678 
i-iS 
7 (?) 
j S bis 3 
null 
0*12; 0*23 ) 
1680 
°'8(?) 
0'006 
l 4 ' 1 
o-6o; l'o(?) ) 
1682 (H) 
0 • 9 (?) 
0-58 
3 ’ 9 
O- 10; 0-22 
1683 
3'2 
0-56 
S 2 
o'o8 
1684 
O’ 96 
sV»(?) 
null 
1686 
°'34 
4 
0*10 
1689 
o’oö 
S'/ S (?) 
gross 
1698 
0-73 
5 'S 
sehr klein 
| Komet 
Dy 
9 
My 
Schweiflänge c 
1 699 
o' 74 
6<P5 
anscheinend null 
1701 
59 
4(?) 
0*07 
1702 
0-65 
9Va 
anscheinend null 
1706 
o’43 
6(?) 
null (47 Tage nach 
1707 
0 • 86 
5-8 
dem Perihel) 
null 
1718 
1 
1 ’ 3 
1 ' °3 
7'7 
null 
1723 
1 '4; 3 1 3 
1 • 00 
5-8 
o*oi; 0*02 
1729 
6 * o(?) 
4'05 
O 
null 
1737 1 
0*22 
3I/2” 1 bis 5'" 
0 03; o-16 
1737 II 
o - 87 
5(?) 
null 
1739 
o - Ö7 
3 
0*05 
1742 
°' 77 
4'3 
o'03; o'ob 
1743 I 
1 '3 
o - 84 
9V2 
fast null 
1743 11 
0-52 
5(0 
klein 
1744 
5 
0*22 
1 • 5 bis — 1 
0*2; o*7 
1747 
n(?) 
2*20 
2 
0*11 
1748 I 
0 84 
57a 
o*oi; 0■02 
1748 TI 
0-63 
6(?) 
fast null 
1757 
>1*2 
0-34 
7bis47 3 
>0*004 
1758 
6-6 
0*22 
37 2 (?)bis5 1 / 2 , n 
>0-03 
17591(H) 
3 1 9 
o - 58 
4’° 
O 
O 
oc 
O 
Ln 
1 759 n 
0 80 
4'5 
>0-05 
1759 Hl 
1 '3 
°'97 
7 ’ 7 
0*01 
1835 III 
(H) 
4'3 
o 1 Sv 
1 4" 0 
* 37a 
b 
00 
0 
b 
Schon aus diesem Verzeichnisse lässt sich erkennen, dass die Schweiflänge eines Kometen desto 
grösser ist, je beträchtlicher seine reducirte Grösse und seine Annäherung an die Sonne ist, deutlicher aber 
noch aus der folgenden Übersicht, welche dadurch entstanden ist, dass ich eine Tafel mit doppeltem 
Eingänge, nämlich mit den Argumenten q und M l angelegt und in diese den für jeden Kometen gefundenen 
Werth von c eingetragen habe. 
Für die Schweiflänge ist hier überall nur ein einziger Werth angesetzt, u. zw. der Maximalwerth, falls 
derselbe gesichert erscheint, sonst aber ein Mittelwerth; überhaupt habe ich, um den Überblick noch mehr 
zu erleichtern, viele Zahlenwerthe abgekürzt, so z. B. statt »anscheinend null« oder »fast null« einfach 0 
gesetzt. Eigentlich sollte darauf geachtet werden, dass jede Schweiflänge nur mit der zu derselben Zeit 
beobachteten Helligkeit verbunden wird, und auf diese Weise müssten viele Kometen mehrmals, nämlich 
mit jedem zusammengehörenden, einem gewissen r entsprechenden M, und c in die Tabelle gesetzt wer¬ 
den; da aber die Helligkeitsangaben viel seltener sind als die Angaben über die Schweiflänge, so würde 
sich eine solche zergliederte Übersicht nur bei wenigen Kometen durchführen lassen. 
Es sind nur jene Kometen in die Tabelle gesetzt, für welche die Werthe von Af, und c wenigstens 
einigermassen sicher ermittelt werden konnten. Ausserdem habe ich aber auch noch den Encke’schen 
Kometen, obwohl die Beobachtungen desselben erst einem späteren Zeiträume angehören, in die Tabelle 
aufgenommen, weil derselbe ebenso wie der Halley’sche Komet zu Vergleichungen mit anderen Kometen 
sehr geeignet ist; der als reducirte Grösse angesetzte Werth Af, = 6’/ 2 m ist der bedeutendste, der sich aus 
den bisherigen Beobachtungen, u. zw. aus den Erscheinungen von 1805 und 1881 ergeben hat, während 
zu der Angabe über die Schweiflänge zu bemerken ist, dass der Schweif, wenn er überhaupt gesehen 
wurde, wie z. B. in den Erscheinungen von 1805 und 1871, jedesmal äusserst lichtschwach gewesen ist. 
Da die Schweifbildung ihre grösste Entwicklung erst durch die Sonnennähe erlangt, so erschien es 
mir zweckdienlich, die Kometen in zwei Gruppen zu scheiden, von denen die eine, jene Kometen enthält, 
welche ausschliesslich oder doch hauptsächlich vor dem Perihel, die andere dagegen jene Kometen, welche 
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