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Johann Holetschek, 
ein und derselbe Komet aus dem einen dieser Sichtbarkeitsstadien in das andere übertreten kann. Auch 
hier ist eine Angabe über die Helligkeit desto sicherer, je mehr ein Komet in dem benützten Fernrohr an 
derGrenze der Sichtbarkeit steht, doch ist man andererseits in der günstigen Lage, für jeden teleskopischen 
Kometen die Extinctionsgrösse ermitteln zu können, weil sich immer ein Fernrohr angeben lässt, in wel¬ 
chem der Komet, und zwar Kern sammt Nebelhülle, zu den schwächeren Gestirnen gehört oder ganz an 
der Grenze der Sichtbarkeit steht. Man kann daher die Art der Helligkeitsbestimmungen von telesko¬ 
pischen und hellen Kometen in folgender Weise zusammenfassen. 
Ist ein Komet oder überhaupt ein nebelfleckähnliches Gestirn in einem gewissen Fernrohre oder auch 
mit blossen Augen so leicht oder so schwer wahrzunehmen, wie ein Fixstern von einer bestimmten Grössen- 
classe, so kann diese Grösse als Wahrnehmbarkeit des Kometen oder Nebelfleckes bezeichnet werden. 
Durch eine solche Vergleichung wird der Gesammtlichteindruck eines Kometen gefunden, u. zw. desto 
bestimmter, je mehr Komet und Stern in dem benützten Fernrohre oder auch für das blosse Auge an der 
Grenze der Sichtbarkeit stehen. Man kann also die Wahrnehmbarkeit, d. h. den Grad der Sichtbarkeit eines 
Kometen am einfachsten dadurch bestimmen, dass man den Kometen durch das schwächste Fernrohr 
betrachtet, in welchem er noch sichtbar ist, u. zw. bei geringer Vergrösserung, wenn möglich auch mit 
blossen Augen, und dann die Grössenclasse jener Fixsterne angibt, welche zugleich mit dem Kometen an 
der Grenze der Sichtbarkeit stehen. Da man aber eine solche hier angedeutete Reihe von Teleskopen nicht 
leicht zur Verfügung hat, so muss man sich meistens damit begnügen, die Wahrnehmbarkeit mit nur 
wenigen, aber sehr verschieden starken Fernrohren zu bestimmen, z. B. mit einem Refractor und dem daran 
angebrachten Sucher; das Verfahren kann aber auch in diesem Falle zu verwendbaren Resultaten führen, 
nur muss man dafür Sorge tragen, dass die Vergleichung mit wenigstens zwei Sternen gemacht wird, von 
denen der eine besser, der andere minder wahrzunehmen ist als der Komet, indem einseitige Vergleichungen 
zu grossen Unsicherheiten führen können, insbesondere wenn die beiden Gestirne bezüglich ihres Hellig¬ 
keitseindruckes bedeutend verschieden sind. 
Nach diesem Verfahren habe ich in den letzten Jahren auf der Wiener Sternwarte mit dem Fraun- 
hofer’schen Refractor von 6 Zoll und dem daran angebrachten Sucher von 1 */ 2 Zoll Öffnung nebst den 
jeweilig sichtbaren Kometen auch viele Nebelflecke, besonders jene, welche H e rs ch e 1 in die 1. und 2. Classe 
einreiht, ebenso auch Sternhaufen, bezüglich ihrer Wahrnehmbarkeit untersucht. In ähnlicher Weise hat 
Bigourdan die Grösse von schwachen Nebelflecken, und ebenso auch den Helligkeitseindruck von 
Kometen bezeichnet; er sagt z. B. (Comptes rendus Paris, Bd. 104, S. 277), dass der Komet 1887 II am 
27. Jänner ungefähr mit derselben Leichtigkeit wahrzunehmen war, wie ein Stern der 12. Grösse. 
Wenn es also nicht gelingt, die Kometen so wie die Fixsterne in Helligkeitsclassen einzureihen, so 
verlassen wir den Begriff der Fixsterngrössenclassen, um einen anderen aufzusuchen, und einen solchen 
liefert die Wahrnehmbarkeit, welche zwar von der Grössenclasse verschieden, aber doch an sie gebunden 
ist, indem die Minimalgrössen der Fixsterne, welche bei geringer Vergrösserung in Fernrohren von verschie¬ 
dener optischer Kraft bis herunter zum blossen Auge sichtbar sind, die Scala bilden, an welcher die Wahr¬ 
nehmbarkeit der Kometen oder Nebel abgelesen werden kann. Während man also beim Detailstudium eines 
Kometen mit grösseren Instrumenten immer mehr Licht sammelt und mit stärkeren Vergrösserungen immer 
näher zum Kerne vordringt (siehe den oben citirten Satz von Bond), also den Kern immer mehr in 
Nebel auflöst, wird bei der Bestimmung des Gesammtlichteindruckes der entgegengesetzte Weg einge¬ 
schlagen, indem man nämlich durch schwache Vergrösserungen immer mehr von der Nebulosität zu einem 
Kerne zu concentriren und denselben überhaupt mit möglichst geringen optischen Mitteln zu betrachten 
sucht. 
Auch in der Sichtbarkeit für das blosse Auge können noch mehrere Abstufungen unterschieden werden, 
indem ein scharfes Auge unter günstigen atmosphärischen Verhältnissen noch etwas weiter als bis zur 
6. Grösse, ein kurzsichtiges aber kaum bis zur 5. Grösse reicht. Dass sogar Kurzsichtigkeit, also ein Fehler 
menschlicher Augen, zu Helligkeitsvergleichungen benützt werden kann, ist von Airy (Monthly Notices 
Bd. 24, S. 67) und Safarik (Astr. Nachr. Bd. 129, S. 398) gezeigt worden, die beide mit Hilfe ihrer kurz- 
