320 
Johann Holet schell, 
die Grössenangabe gewöhnlich mit einem einschränkenden Beisatze versehen, z. B. der Komet sei zwar so 
gross, aber nicht so glänzend gewesen wie ein gewisser Fixstern oder einer der grossen Planeten, sondern 
matt und trübe. Trotz solcher einschränkender Zusätze sind aber derlei Grössenangaben stets unsicher, 
und zwar desto mehr, je heller die Gestirne sind, und insbesondere sind es Vergleichungen mit den ersten 
Grössenclassen, welche mit Vorsicht aufgefasst werden müssen, weil hier die Zahlenangaben sehr 
verschieden ausfallen können, je nachdem sie sich auf die Grösse oder auf die Helligkeit des Kernes 
beziehen. Erst von der 3. oder 4. Grösse an rücken Grösse und Helligkeit näher zusammen und vereinigen 
sich, so lange nur Beobachtungen mit blossen Augen in Betracht kommen, bei der 5. oder fi. Grösse zu 
einem einzigen Begriffe, den man als Augenfälligkeit, Auffälligkeit oder Wahrnehmbarkeit bezeichnen 
kann. 
In diesem Umstande, dass hellere Kometen bezüglich ihres Helligkeitseindruckes schwerer mit 
Fixsternen vergleichbar sind als schwächere, liegt offenbar der Grund davon, dass 1 Icvcl, der doch bei 
Kometenbeschreibungen immer sehr ausführlich verfahren ist, Helligkeitsschätzungen von Kometen, so 
lange die Helligkeit eine bedeutende war, nur selten und meistens erst dann gemacht hat, wenn ein Komet 
einige Zeit vor seinem Verschwinden für das blosse Auge nur noch einem der schwächeren Sterne, z. B, 
einem Sterne der 5. Grösse, gleichgesetzt werden konnte. 
Der Begriff der Wahrnehmbarkeit vermittelt schon den Übergang zu jenen Kometen, welche keinen 
Kern, sondern nur eine mehr oder minder auffällige Lichtverdichtung zeigen. Übrigens kann die Grenze 
zwischen Kometen mit und ohne Kern ohnehin nicht scharf gezogen werden. Bei vielen Kometen ist es 
zweifelhaft, wie weit die gegen die Mitte allmälig oder rasch zunehmende Lichtverdichtung als Kern ange¬ 
sehen werden soll, und aus diesem Grunde fallen auch die Angaben über die Grösse des Kernes sehr 
verschieden aus, je nachdem ein grösserer oder kleinerer Theil der Lichtverdichtung zum Kerne gerechnet 
wird. Dass dabei auch die Stärke des benützten Fernrohres und insbesondere die Vergrösserung eine 
bedeutende Rolle spielt, hat Bond (Account of the great comet of 1858) in folgender Weise ausgedrückt 
Je grösser die optische Kraft ist, desto näher wird sie zum wahren Kerne eindringen, desto schärfer wird 
sic von ihm die umhüllende Nebulosität trennen; die Helligkeit des centralen Punktes wird in dem Masse 
vermindert, in welchem seine Grenzen enger gezogen werden. 
Bei manchem Kometen muss es überhaupt dahin gestellt bleiben, ob derselbe einen Kern gehabt hat 
oder nicht, da mancher Beobachter an einem schwachen Kometen einen kleinen, fixsternartigen Kern zu 
bemerken glaubt, den ein anderer nicht sieht; auch kann ein Komet in verschiedenen Stadien seiner 
Erscheinung beide Zustände zeigen. 
Wenn man sich also auf den Kern allein beschränkt, so können zwischen jenen Zahlen, welche die 
Helligkeit eines Kometen ausdrücken sollen, ganz unzulässige Discontinuitäten entstehen, indem sowohl 
die Form des Kometen, als auch die Schärfe der Augen und ebenso die Auffassungsweise des Beobachters 
wesentliche Differenzen verursachen kann; überdies erscheint eine auf den Kern gegründete Helligkeits¬ 
schätzung, welche bei den durch einen Kern ausgezeichneten Kometen wenn auch unsicher, so doch 
wenigstens möglich ist, bei Kometen, die gar keinen Kern zeigen, ganz ausgeschlossen. Um dieser 
Unbestimmtheit auszuweichen, erscheint es gerathen, statt des Kernes oder überhaupt statt einer stärker 
hervortretenden Partie lieber gleich den ganzen Kometen, somit den Kern sammt der Nebelhülle in Betracht 
zu ziehen, also bei Helligkeitsbestimmungen zwischen Kometen mit und ohne Kern keinen principiellen 
Unterschied zu machen, und dazu eignet sich wieder der schon angedeutete Begriff der Wahrnehmbarkeit. 
In diesem Sinne sind mehrere Schätzungen von Christfried Kirch angestellt, der z. B. beim Kometen 
von 1718 sehr bezeichnend sagt, dass derselbe am 21. Jänner ungefähr so in die Augen fiel wie ein Stern 
der 4. Grösse. 
In ähnlicher Weise hat Houzeau in seiner Uranometrie generale die Helligkeit der einzelnen Thcilc 
der Milchstrasse durch Fixstern-Grössenclassen auszudrücken versucht, und dabei unter Anderem die 
Helligkeit des Sternhaufens im Perseus mit der Grösse 5 m bis 6 m , und die hellste Partie der Milchstrasse, den 
Sternhaufen Messier Nr. 7, mit der Grösse 4 m zusammengestellt; siehe auch die Anzeige dieses Werkes 
