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Niederrheinische Gesellschaft in Bonn. 
welcher sich in HCl vollständig löst. Die Angabe in Qnens- 
stedt, Handbuch der Mineralogie III. Aufi. 1877 p. 299, dass 
Taraspit eine Art edlen Serpentines sei, welcher mit Salzsäure 
ein wenig braust, ist danach zu berichtigen. 
Prof. Dr. Deichmüller sprach über die Vorausbe¬ 
rechnung der Leuchtkraft der Co nieten. 
Die Cometenastronomie hat bisher zu befriedigenden Er¬ 
gebnissen nur in Betreff der Bahnverhältnisse dieser Himmels¬ 
körper geführt; auf einer viel niedrigeren Stufe befinden sich 
unsere Kenntnisse über die Beschaffenheit der Cometen. Das Stu¬ 
dium an den bisher erschienenen Cometen muss sich in dieser 
Richtung, abgesehen von den wenigen Fällen, welche eine spec- 
troscopische Untersuchung erfahren haben, auf die Licht- und Ge¬ 
staltverhältnisse der Cometen beschränken, und es ist daher von 
der grössten Wichtigkeit die beiden Quellen des Cometenlichtes, 
die Erleuchtung" von der Sonne und die eigene Lichtent¬ 
wickelung in ihrem photometrischen Effect zu trennen. Die 
sich hieraus ergebende Forderung nach der Wahrheit möglichst 
nahe kommender Berechnungen des von den Cometen reflectirten 
Sonnenlichtes und seiner Aenderungen für die Dauer der Er¬ 
scheinungen wird noch von eminent practischer Bedeutung 
durch die Nothwendigkeit, den Erscheinungen möglichst ent¬ 
sprechende Vorausberechnungen der Helligkeitsverhältnisse der 
Cometen zu haben, deren unrichtige Ausführung namentlich 
bei den Wiedererscheinungen periodischer Cometen für die 
Beobachtung ganzer Erscheinungen verhängnisvoll werden 
kann. Bis jetzt ist es in der Cometenastronomie allgemeiner 
Gebrauch, die Ephemeriden über den Lauf der Cometen für die 
Sichtbarkeitsdauer mit Helligkeitsangaben zu versehen, welche 
nacli der Formel 
C 
H= —-— 
r 2 . A 2 
berechnet werden. Der Vortragende zeigte nun, dass diese 
Formel für die Berechnung’ der Helligkeitsänderung’en der 
Cometen einer Modification bedarf. 
Die Lichtmenge, welche ein solider, dunkler Himmels¬ 
körper von der Sonne erhält, oder seine Erleuchtungsgrösse ist 
wo d der Durchmesser seiner Projection auf eine zur Richtung 
nach der Sonne normale Ebene, und r seine heliocentrische 
Entfernung ist. Die gesammte Lichtmenge, welche er einem 
irdischen Beobachter zusendet, oder seine Lichtstärke ist, 
