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Johann Holetschek 
wesentlich besser dargestellt werden als solche, welche den ganzen Kopf, d. h. den Kern sammt der Nebel¬ 
hülle in Betracht ziehen, also insbesondere Schätzungen mit blossen Augen, u. zw. darum, weil bei diesen 
letzteren die in der Nähe der Sonne stärker werdenden Ausströmungen von dem Kerne desto weniger 
unterschieden werden können, je schwächer das Fernrohr oder das Auge ist. Ein Beispiel dafür bieten die 
von Schmidt in Athen einerseits mit unbewaffnetem Auge, andererseits am Refractor sowohl mit einem 
schwachen, als auch mit einem starken Ocular gemachten Helligkeitsschätzungen des Kometen 1874 III 
(Astr. Nachr. Bd. 87, Nr. 2067), welche ich (Astr. Nachr. ßd. 131, Nr. 3135) unter Voraussetzung des 
Verhältnisses 1 :r 2 A 2 auf r~ 1, A = 1 reducirt habe. 
Nach dem Perihel zeigen sich im Allgemeinen dieselben Helligkeitsänderungen, aber in der entgegen¬ 
gesetzten Reihenfolge; es scheint daher, dass die Kometen dasjenige, um was sie auf ihrem Wege zur 
Sonne an Helligkeit mehr gewinnen, als nach dem Verhältnisse 1 :r 2 A* zu erwarten ist, nach dem Perihel 
auch nahezu in demselben Masse wieder verlieren. Durch diese Erwägung habe ich in Astr. Nachr. Bd. 135, 
Nr. 3237, die von dem Verhältnisse 1 : r l A 2 merklich abweichenden Helligkeitsumstände des Kometen 1891 I 
erklärlich zu machen gesucht. 
§. 7. Obwohl nun die Function von r, durch welche die Helligkeit eines Kometen mit dem Radiusvector 
zusammenhängt, unbekannt ist, so gibt es doch Fälle, in denen man die Helligkeit eines Kometen auch 
für weit entfernte Zeitpunkte berechnen, und somit auch Helligkeiten, die in weit von einander abstehenden 
Zeitpunkten beobachtet worden sind, ziemlich sicher mit einander vergleichen kann, ohne dass man die 
Helligkeitslunction zu kennen braucht, und dazu bieten sich die verschiedenen Erscheinungen eines 
periodischen Kometen dar, wenigstens so lange man voraussetzen darf, dass ein periodischer Komet 
in verschiedenen Erscheinungen bei demselben Radiusvector vor, beziehungsweise nach dem Perihel dieselbe 
Helligkeit hat. 
Das Verfahren ist einfach das folgende. Hat man eine bezüglich der Helligkeit hinreichend beobachtete 
Erscheinung eines periodischen Kometen zur Verfügung, und will die muthmassliche Helligkeit des Kometen 
in einer anderen Erscheinung für einen bestimmten Tag, somit für einen bestimmten Radiusvector kennen, 
so nimmt man aus der beobachteten Erscheinung die zu demselben Radiusvector vor, beziehungsweise 
nach dem Perihel gehörende Helligkeit, fügt die 5 fache Differenz zwischen den beiden logA mit dem 
entsprechenden Vorzeichen hinzu und erhält dadurch die zu erwartende Grössenclasse. Durch eine solche 
Elimination der Helligkeitsfunction habe ich in der vorliegenden Abhandlung die meisten Erscheinungen 
des Halley’schen Kometen mit einer der neueren, u. zw. meistens mit der von 1835 verglichen; man sehe 
auch meine schon erwähnte Mittheilung in Astr. Nachr. Bd. 135, Nr. 3237. 
Bei diesen Vergleichungen ist, wie schon hervorgehoben wurde, vorausgesetzt, dass an denselben 
Radiusvector vor, beziehungsweise nach dem Perihel in verschiedenen Erscheinungen wirklich dieselbe 
Helligkeit gebunden ist, und dass somit keine aussergewöhnlichen Helligkeitsänderungen stattfinden, wie 
sie namentlich in den letzten Jahren an einigen periodischen Kometen beobachtet worden sind; man 
muss daher, wenn sich irgendwo wesentliche Differenzen zeigen, die durch Berücksichtigung der Beob¬ 
achtungsumstände in keiner Weise erklärt werden können, dieselben als reelle Helligkeitsdifferenzen 
ansehen. 
§. 8. Über d i e Grenz we rth e der reduci rten Grösse. Da zu einer allgemeinen Darstellung der 
Helligkeit eines Kometen die zweite Potenz des Radiusvectors r unzureichend ist, indem dazu, wenn man 
schon bei einer Potenz von r bleiben wollte, eine höhere Potenz erforderlich wäre, so sind, wie gezeigt 
worden ist, die unter Voraussetzung des Verhältnisses l:r 2 A 2 auf r— 1, A = 1 reducirten Helligkeiten 
eines Kometen nicht constant, sondern haben ein Maximum, und, wie man wenigstens bei Kometen mit 
elliptischen Bahnen voraussetzen darf, auch ein Minimum. Das Maximum wird in der Nähe des Perihels 
beobachtet; das Minimum liegt vermuthlich im Aphel, konnte aber bisher noch an keinem Kometen beob¬ 
achtet werden, doch nähern yvir uns demselben desto mehr, bei je grösseren Radienvectoren wir einen 
Kometen beobachten können. 
