Grösse und Helligkeit der Kometen und ihrer Schweife. 
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Komet 
\M, 
— i " 1 bis 2’Pg 
3 1 Pobis 3 ’l 1 9 
4 , Pobis4 1 T | 9 
5 4>o bis smg 
ö'Pobisö'Pg 
7 I Pobis9i/ 2 m 
c 
c 
AI, 
c 
Af, 
c 
M, 
c 
A 4 
c 
1661 
0-44 
57 a 
0-07 
U 32 
0-52 
3Va 
O ' 2 
1683 
0-56 
5'2 
o - o 8 
1596 
57 
4-6 
0-05 
1590 
°‘ 57 
57 a 
0-05 
Halley 
0 ' 58 
3'/2 
0-4 
1702 
°'(>5 
972 
0 
1739 
o - 67 
3 
0-05 
1672 
o* 70 
3-7 
>0*04 
1699 
0-74 
6-5 
0 
1742 
0 '77 
4 ‘ 3 
o - ob 
175911 
o - 80 
4‘5 
>0-05 
1264 
0'82 
3 ’/a(?) 
0*2 
17431 
0 ■ 84 
9 Va 
0 
17481 
0 ■ 84 
57 a 
O ’ 02 
1652 
0-85 
6-3 
0*04 
1707 
o '86 
5'8 
O 
1092 
0 93 
S(?) 
O 
1231 
°'95 
87a(?) 
0 
1684 
O’ 96 
57 a (?) 
O 
1759 m 
0-97 
7.7 
O'OI 
1366 
0 ■ 98 
9 72 
0 
•723 
I *oo 
5'8 
O’OI 
1718 
i '°3 
7.7 
0 
1664 
1 '03 
3-6 
01 4 
158s 
i '09 
7'5 
0 
1678 
1-35 
7 (?) 
0 
1729 
4 05 
O 
0 
In diesen Zusammenstellungen lassen sich die folgenden Regeln erkennen: 
Kometen, deren auf r~ 1, A = 1 reducirte Helligkeit M, nahe an 6 m oder schwächer als 6“ ist, 
bekommen entweder gar keinen für das blosse Auge sichtbaren Schweif, oder wenn ein Schweif bemerkt 
worden ist, so war derselbe entweder so kurz, dass er kaum die Länge c = 0'01 erreichte, oder so licht¬ 
schwach, dass er nur unter besonders günstigen Verhältnissen, namentlich wegen bedeutender Erdnähe, 
oder nur mit Hilfe des Fernrohres gesehen wurde; Beispiele dafür sind die Kometen von 1652, 1723 und 
der Encke’sche Komet. 
Kometen, deren reducirte Helligkeit 4 ln oder noch bedeutender ist, worunter z. B. der Halley’sche 
Komet gehört, bekommen fast alle in der Nähe des Perihels einen dem blossen Auge auffallenden Schweif, 
welcher desto grösser ist, je bedeutender, und desto kleiner, je geringer die Annäherung an die Sonne ist, 
und somit im letzten Falle bei sehr grossen Periheldistanzen, wie sie namentlich die Kometen von 1729 
und 1747 besitzen, auch beinahe oder ganz null sein kann. 
In der Strecke von 4 m bis 5 m , also in der Nähe von M i — 4 1 / iä m , scheint, wenn man von sehr grossen 
Periheldistanzen absieht, die Grenze für eine bedeutende Schweifentwicklung zu liegen; hieher gehörende 
Kometen können bei bedeutender Annäherung an die Sonne lange und helle Schweife entwickeln (1618 II), 
während bei geringerer Annäherung auch die Schweifentwicklung eine geringere bleibt (1742). 
Tm Allgemeinen geht aus dieser Untersuchung hervor^ dass sich bezüglich der Abhängigkeit der 
Schweifbildung und speciell der Schweiflänge von Af, und q und überhaupt von r alle Kometen ziemlich 
gleich verhalten, wenigstens innerhalb der Grenzen, die wegen der Unsicherheit der Beobachtungen und 
wegen der beschränkten Giltigkeit der Helligkeitsformel 1 :r 8 A a zugelassen werden müssen. 
