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Johann Holetschek , 
düng wegen seiner Stellung überhaupt nicht gesehen werden konnte, wenn er also z. B. noch zu tief in den 
Sonnenstrahlen oder ganz unter dem — meist südlichen — Horizonte gestanden ist. 
Hin Komet muss also, um dem Auge leicht auffallen zu können, schon eine Helligkeit besitzen, die 
wesentlich grösser ist als die Helligkeit jener Gestirne, welche für das betreffende Auge an der Grenze der 
Sichtbarkeit stehen, u. zw. um etwa zwei Grössenclassen. Damit ist aber nicht gesagt, dass ein Komet, der 
schwächer als von der 3. Grösse ist, nicht entdeckt werden könnte; von einem kundigen, aufmerksamen 
Beobachter kann er allerdings auch schon bei einer geringeren Helligkeit, z. B. bei der 5. Grösse bemerkt 
werden, wird aber, da er sich in diesem Stadium von einem Fixsterne desto weniger unterscheidet, je kleiner 
und schwächer er ist, von einem Himmelsbeschauer, der die Gegend nicht schon aus einer Karte oder über¬ 
haupt von früher her kennt, bei nur flüchtigem Hinsehen für einen matt aussehenden Stern gehalten und 
daher in der Regel nicht beachtet. Diese Erscheinung zeigt sich nicht nur in früheren Zeiten, sondern auch 
in der Gegenwart; so sind z. B. die Kometen 1892 I und 1892 III mit dem Fernrohre entdeckt worden, 
obwohl sie zur Zeit der Entdeckung auch für das blosse Auge sichtbar waren, indem der erste — allerdings 
nur auf der südlichen Hemisphäre gut zu sehen — von der 4. Grösse, der zweite zwischen der 5. und 
6. Grösse war. 
Dass ein Komet, wenn er einmal eine grössere Helligkeit, z. B. die 3. Grössenclasse erreicht hat, fast 
von Jedermann bemerkt wird, hat aber seinen Grund nicht ausschliesslich in seiner grösseren Helligkeit, 
sondern auch in seinem ungewöhnlichen, von dem der Fixsterne gänzlich verschiedenen Aussehen, welches 
sich erst dann allgemein bemerkbar macht, wenn die Auffälligkeit des Gestirnes bis zu einem gewissen 
Grade gestiegen ist. 
Diesen Umstand, dass die Entdeckungshelligkeit eines Kometen so häufig nahe an der 3. Grössenclasse 
liegt, habe ich bei mehreren Kometen zur Ermittlung eines hypothetischen Werthes der Helligkeit benützt. 
Ich habe nämlich, um auch für jene Kometen, über deren Helligkeit so gut wie gar nichts zu finden ist, 
wenigstens einen schwachen Anhaltspunkt zur Beurtheilung der Helligkeit zu gewinnen, die Annahme 
gemacht, dass ein solcher Komet bei seiner Auffindung mit blossen Augen von der 3. oder überhaupt 
zwischen der 2. und 4. Grösse gewesen ist. Dabei muss aber selbstverständlich nachgesehen werden, ob 
diese Annahme mit den übrigen Sichtbarkeitsumständen des Kometen nicht im Widerspruche steht. Der 
Vollständigkeit halber habe ich auch für viele jener Kometen, deren reducirte Grösse direct aus Grössen¬ 
oder Extinctionsangaben bestimmt werden kann, die muthmassliche Entdeckungshelligkeit berechnet, um 
zu sehen, ob dieselbe mit den hier dargelegten Erfahrungen in Übereinstimmung steht. 
Überhaupt habe ich immer darauf geachtet, für die reducirte Grösse einen Werth zu finden, welcher 
nicht nur die directen Helligkeits-, sondern auch alle Sichtbarkeitsangaben, welche aus den diesbezüglichen 
Kometenberichten entnommen werden können, darzustellen vermag. Ein solcher Werth hat als der wahr¬ 
scheinlichste zu gelten, braucht aber nicht der wahre selbst zu sein, indem er besonders dort, wo die 
Angaben sehr spärlich oder mehrdeutig sind, mit bedeutenden Unsicherheiten behaftet sein kann. Es zeigen 
sich hier ähnliche Verhältnisse wie bei der Bahnbestimmung. Gleichwie von einer ersten Bahnbestimmung 
nicht verlangt werden kann und auch nicht verlangt wird, dass sie schon die wahre Bahn des betreffenden 
Himmelskörpers um die Sonne ist, sondern nur, dass sie die beobachteten geocentrischen Positionen unter 
einander in Übereinstimmung bringt oder, wie wir sagen, darstellt, so kann man auch die aus sehr 
unsicheren oder mangelhaften Helligkeitsangaben abgeleiteten Werthe der reducirten Grösse nicht die wah¬ 
ren, sondern nur so weit richtig nennen, dass sie die Sichtbarkeitsumstände eines Kometen sowohl unter 
einander, als auch mit unseren allgemeinen Erfahrungen in eine naturgemässe Übereinstimmung zu bringen 
vermögen. Wie weit das gefundene Resultat zutreffend ist, kann hier wie dort erst durch eine längere Reihe 
von Beobachtungen oder durch Vergleichung mit einer anderen Erscheinung desselben Himmelskörpers 
entschieden werden. 
§.11. Um bei jedem Kometen den durch die Untersuchung gefundenen wahrscheinlichsten Werth 
von M { deutlich hervortreten-zu lassen, habe ich diesen Werth unmittelbar unter der durch die Jahreszahl 
