7' 2813 72

Diese Darstellung, die durch directe Nachrechnung geyriift ist, lasst insofern noch zu wunschen tibrig, als erstens statt der zu erwartenden zehn Zeichenwechsel deren bloss funf vorkommen, zneitens wegen des Unterschiedes in der Uarstellung der Rectascensionen und Declinationen. Fur jene betragt namlich der mittlere Pehler einer Beobachtung f 0.'90, fur die Declinationen dagegen f 2:17, bezogen auf die Gewichtseinheit. Dass die Mitbestimmung der Excentricitat hieran nichts geandert hatte, ersieht man schon an der Kleinheit der Coefficienten von de bei den Declinations- gleichungen. Indessen wird man diese Fehler immer noch als nilssig ansehen konnen. wenn man sich erinnert, dass die Beobachtungen ohne Zuhulfenahnie eines Pernrohrs ge- macht sind. Freilich ist die Genauigkeit von Hevelius' Sternbeobachtungen etwa drei- bis viermal grosser. Allein ein solcher Unterschied liegt in der Natur der Sache und auch heutzutage findet ein Bhnliches Verhaltniss in der Cute von Stern- und Cometenbeobachtungen statt. Auch ist zu berucksichtigen, dass verschiedene Positionen des Cometen bei einem sehr tiefen Stande erlangt sind; man kann sich vorstellen, dass dadurch auch die Form des Cometen anders erschien und beirn Beobachten anders aufgefasst wurde, als in gunstigerer Stellung. Deshalb mochte ich es bei obiger Wieder- gabe der Cometenorter durch die Rechnung bewenden lassen.

Zum Schlusse konnen hier noch einige Bemerkungen tiber das Aussehen des Cometen folgen. Einen eigentlichen Kern nahmen die Heobachter nicht wahr. Die gegen die Mitte verdichtete Nebelhulle besass einen Durchmesser von ungefahr zwolf Minuten. Es geht dies aus Cassini's Beob- achtung vom 26. Marin. hervor, wo der Comet von dem Sterne DM. +32?626 um seinen doppelten Durchmesser abstand. Die Entfernung betrug in Wirklichkeit 24'. Einen nahe ubereinstimmenden Werth findet man aus Cassini's Beob- achtung vom 6 . April. Er sah beim Cometen einen ziem- lich hellen Stern, die Entfernung war e t ras grosser als der Cometendurchmesser. Der Stern ist DM. +24?674 (6?3), die Distanz betrug 17'. Der Schweif, den Hevelius sowohl als Cassini wahrnahmen, besass eine Lange von zwei bis drei Grad itn Marz, wahrend sie zuletzt auf einen halben Grad herabgesunken war. Einen Anhalt fur die Schirtzung der Lichtstarke giebt die Bemerkung Hevels vom Morgen des 8. Marz, wo der Comet bis sh3" Uhrzeit, d. i. MPrz 7 I 7h 2 I" Mittl. Zeit flir das blosse Auge sichtbar war. Die Sonne ging etwa x h 10" splter auf, so dass man sieht, dass der Comet schon bei der ersten Diimmerung verschwand. .4uch auf die Note vom 20. Marz sei noch besonders hinge- wiesen.

Berlin 1887 Oct. 4.

Ueber eine Mefhode, aonnennahe Cometen bei Tage aufzufinden. Bei allen Cometen, die bisher mit dem Spektroskop

untersucht wurden, fand man das Spektrum aus drei hellen Banden bestehend, die auf das Vorhandensein gltihender Kohlenwasserstoffgase deuten. Nur zwei Cometen rnachten fiir kurze Zeit ihrer Erscheinung eine Ausnahme von dieser Regel. . Es waren dies der Comet 1882 I und der im September des gleichen Jahres erschienene grosse Comet I 882 11, beide ausgezeichnet durch die, besonders beim letzterea, sehr kleine Periheldistanz. Bei diesen Cometen beobachtete man wahrend der nachsten Tage vor und nach dern Periheldurchgang an Stelle des gewohnlichen Banden- spektrums die Doppellinie des Natrium, und zwar im Kerne wie nuch im helleren Theile des Schweifes. Es verdient hervorgehoben zu werden, dass von den Cometen niit solch' kleiner Periheldistanz die genannten die einzigen sind, die bisher spektroskopisch unteroucht werden konnten.

Herr Dr. B. Hasselberg in Pulkowa gab in den A. N. Hd. 102 S. 259 eine Mittheilung seiner bezuglichen Beob- achtungen und zugleich auch eine auf physikalische Versuche gegriindete Erkliirung derselben. Hier findet sich auch (S. 260 letzter Abschnitt) folgende Stelle:

Die auf der dunklen D-I.inie projicirte helle Cometen- linie war eine Erscheinung von genau derselben .4rt, wie die bei radial gestelltem Spalte eintretende theil. weise Urnkehrung der Fraunhofer'schen Linien c und 1" durch die Protuberanzen der Sonne, und dementsprechend gelang es auch vollstandig, durch passende Verbreiterung des Spaltes sammtliche Details im Kopfe und einen nicht unbetrichtlichen lhei l des Schweifes in gelbetr nionochromatischem Lichte zu sehen. Die Gestalt de: Gestirns war dabei in der That so deutlich zu erkennen

dass es nicht unwahrscheinlich sein diirfte, dass diese Beobachtungsmethode in solchen Fiillen gute Dienste wird leisten konnen, in denen wegen mangelnder Hellig keitscontraste mit dein Himrnelsgrunde die directe telesko- pische Beobachtung wenig Erfolg verspricht. c

Es liegt nun sehr nahe, noch einen Schritt weiter EU gehen, und von dieser Beobachtungsrnethode direct zum Qufsuchen von Cometen in grosser Sonnennahe Gebrauch cu niachen, also das Spektroskop nicht nur zur Absuchung ies Sonnenrandes nach Protuberanzen, sondern auch zur Durchmusterung der Umgebung der Sonne nach andern ;elbstleuchtenden Objecten zu benutzen. In vorliegendern Falle kann man entweder bei engem Spnlte nach der hellen Natriumlinie oder auch bei etwas breiterer Oeffnung direct den Himniel durchsuchen, ohne befurchten zu mussen, dass hierbei das retlektirte Licht zu sehr storen wird. Die hier in Frage kommenden Cometen rnit kleiner Periheldistanz wird man eben nur in Ausnahmet?illen am Nachthinimel auffinden konnen. Denn im Allgemeinen sind sie lange vor und nach ihrer Sonnennahe in den Sonnenstrahlen ver- borgen, wenn sie aber genugend weit abstehen, ist gewohn- lich die Intensitat ihres Lichtes so gering, dass man sie kauni mehr wahrnehmen kann. Andererseits kutipft sich aber gerade an diese Cometenklasse ein ganz besonderes Interesse, sowohl was ihre Bewegungsverhiltnisse betrifft wie auch mit Rticksirht auf ihre physische Reschaffen- heit. Es diirfte daruni die auf die Aufsuchung solcher Himmelskorper verwandte Zeit nicht als verloren zu be- trachten sein.

Man wird freilich nur hoffen konnen, auf die hier besprochene Weise mittelst des Spektroskops solche Cometen

73 2813 74

7h ~ 6 ~ 4 7 ~ 7 36 I 7 I I 8 8 30 33 6 35 I

. 8 43 24 9 1 1 28

8 5 2 5 0

8 40 1 5 9 41 58

zu sehen, die eine ahnliche Beschaffenheit besitzen wie die , losen Cometen (wie z. B. 1887 I) konnte man indessen auch beiden, die 1882 beobachtet wurden; vor Allem dilrfte kaum wesentliche Resultate in Bezug auf die oben ange- ihnen der Natrium enthaltende Kern nicht fehlen. Von kern- deuteten Fragen erwarten.

+4m29?i4 - I 40.20 - I 20.36 - 0 12.58 - 2 50.35 4 - 2 27.83 - +o 47.10 + 2 10.36 -3 52.94

Berlin 1887 Oct. 24.

+2.05 +15.3 d-2.07 + J 5 . 3 -0.46 - 5.3 -0.43 - 5.4

A. Berberich.

2

3 4 5

Cometenbeobachtungen anges t e l l t niit dem K o p e n h a g e n e r 101/~zOl l . R e f r a c t o r von C. F. PcckiiC~.

Datum 1 M.Z.Rop. I da I Ad 1 Vgl.1 a app. 1logp.d 1 d app. Ilogp.dI Red. ad 1. app. I * . _

Febr.13 I 7 43 35 I3 I 8 3 34 14 7 36 3 16 I 7 2 1 3

1886-87 Dec. 10

2 0

2 1

Jan. 17 18

Febr. 14 14 16 I 7

Miirz 1 6 1887

-1 5.90

- I 5 2 . 1 0

- I 37.16

- 18 4

24.5 20.4

20 6 52.24 1 9.455 - -

20 I 0 3.59 1 9.472 2 0 16 31.76 9.505

+ 6' 21Y4

- 6 26.3

- 5 16.8

+ o 27.1 - 6 15.0 - 3 43.3 - 4 49.5

0 0.2 -

-I- 0 33.2

-

- - I 30.7 + 2 31.3 - 5 2 0 . 0

- 2 57.0 - 4 18.5

+ 3 53.3

9 10

l 12

I 3 14 1 5

1 1

Cornet 1886 VII (F in l ay ) .

4h33m41?32 + 2 4 O 13' 1074 20 7 59.55 4-38 o 58.6 20 11 57.09 +38 33 7.9 2 0 18 10.29 +39 53 43.8

I 36 31-27 4-74 15 14.5 4 4 49.30 +4I 49 31.1 3 26 6.29 +32 58 30.8

26.5 24.6 20.6 12.5 I 2.4 I4 5

24.6 31.5 5.4

2 2 53 45.78 22 58 27.94

I 7 47.41 I I4 27.94 1 54 46.88 3 3 20 3 5 28.50

2 ah 46m56?93 2 2 5 2 7.63 2 2 57 - 9.65

1 7 34.31 I 1 1 37.16 2 57 14.49

3 4 7 3 7 38-61 4 29 48.12

-

- 8 o 13.1 - f 18 8.8 + 8 2 2 31.6 + 8 5 5 53.7 +-IS 57 18.1 +I9 34 14.7 +'9 47 3.4

ergiebt sich ungewr: FUr Comet 1886 VII (Finlay) in AR.cosd: &-o?15 flir Jan. 1 7 und M k z 16, fot25 fdr Dec. 19, 20, 21, Jan. 18, Febr. 16, fo!45 ftir Febr. 14 und Febr. I 7 ; in Decl.: unter f 1:s ftir Dec. 20, 2 I , Jan. I 7, I 8, f 2:o fur Febr. I 4 und MSLrz 16, f 370 flir Febr. 14, 16,

M i t t l e r e O e r t e r d e r V e

bis &I". FUr Comet 1887 I1 fo?17 und f a y s . FUr Comet 1887 111 fo?25 und f3:3.

SgImmtliche Beobachtungen sind mit Fadenmikrometer angestellt.

Kopenhagen I 88 7 Sept. I 9.

* I a 1886-87.0 1 6 1886-87.0 1 Autoritiit

I 2

3

9.328 9.33 7 9.2 7 0

9.400 9.03 4 9.438

9.3'2 9.464 9.500

-

- 8'36' 12:3 - 7 59 58.0 - 7 24 19.8 + 8 2 2 59.5 + 8 5 0 31.5

+I8 57 39.2 +I9 27 53.7 +I9 43 14.0

-

+24 8 14.3

- +37 59 24.7 +38 35 35.8 +39 48 19.8

+74 I 2 28.2 +41 45 11.9

+33 1 10.4

0.89 I

0.888 0.890 0.827 0.8 I 0

0.780 0.740 0.789 0 .7 49

-

- 0.903 0.899 0.889

0.23 5 0.830

0.793

I) em e r ku n g e n. Fiir den mittleren Fehler det Einheit der Rubrik Vgl. 1 f415 fUr Dec. 19. FUr Comet

-1.41 -

-1.40 - 3.4 I X I

- -

-1.37 - 4.0 I 1 2

-0.32 - 3.7 I 1 5

Autoritflt

BB.VI +24?676 Wa 20h258

(Rad. 4684+Y. 8791) Conn. d. Temps 3 7 AOe. 1866 W, 4h8 w2 3h497-99

886 VIII f o!ao und f I"