Physische Beobachtungen von Kometen. VI

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Physische Beobachtungen von Kometen. VI ( M i t t e i l u n g c n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e K r . G I )

Von 11. BEYER, Hamhurg-Bcrgedorf

M i t 5 Abbildungen (Eingcgangen 1947 J u l i 17)

Die im folgenden mitgeteilten Konieten-Beobaclitungen aus den Jaliren 1942bis44bilden die Fort- sctzung einer in den Astron. Kachr. 250.233 (1933), 262.217 (I937), 264.401 (1938), 265.37 (1938), und 272.249 (1g4z), erschicnenen Serie von 5 Veroffentlichungcn ,,Physisclie Bcobachtungen von Ko- meten. I-V“. Iliese seit 1932 durchgefuhrte planmaoige Oberwacliung aller mit den jeweils verfugbaren optischen Hilfsmitteln erreichbaren Konietcn erstreckt sicli in erster Link auf cine. moglichst sichere Be- stimmung der Gesamthelligkeit dcs Kopfes, urn auf Grund eincs umfassenden Bcobachtungsmaterials An- haltspunkt e fur Untersuchungen von Zusammenhangcn zwischen der Entwicklung des Kometenleuchtens und den Einflussen von Vorgangen auf der Sonnenoberflache zu gewinnen. Da jedoch die einzelnen KO- meten, vermutlich wegen ihrer ungleichartigen Eeschaffenheit und Strukiur, sehr verscliiedenarrig auf die Sonnenstrahlung reagieren, wurden neben der Bestimmung dcr Gesanithelligkeit des Kopfe6 ailch visuellc, photographische und spektrale Beobachtungen von Koma, Vcrdichtung, Kern und Schweif angestellt. IXese Arbciten wurden in den Jahren 1942 bis4q durch die Kriegsverhaltnisse erheblich erschwert . Infolge des wcchselnden auswartigen Einsatzes des zum Wehrdienst einberufenen Vcrfassers standen fur die Beobachtung lediglich einige kleine und leicht mitzufuhrende Ferngliiser, wie ein 27 mm-Opernglas (Vergr. zl/zfach), ein 54 mm-Xachtglas (Vergr. 8fach) und zwei Handfernrohre von 80 mni und 50 mm Offnung mit Hrennweiten von 50 cm und 30 cm (Vergr. 28fach und 17fach; 17fach und Iofach) zur Ver- fugung. Der in Astron. Nachr. 272.249 envahntc und zeitwcilig henutztc zoo mm-Zmss-Refraktor dcs Astron.omischen Instituts der Universitiit Greifswald wurde im Fruhjahr 1942 abgebaut und sichcr- gestellt . Pliotographische und spektrale Untersuchungen schicden in Ermangelung geeigneter Apparate vollig aus. Durch die kriegsbedingte Verlangsamung des Postverkehrs verzogerte sich der Eingang der Entdeckungsanzeigen mehrfach um einige M’ochen, so daI3 die cbcrwachung erst sehi verspatet in An- griff genommen wcrden konnte. Von den in den Jahrcn I942 bis 44 neuentdeckttn Kometen kamen dahcr fur eine fortlaufcnde Heobachtung nur die folgenden 3 Objekte in Betracht :

Komet WHIPPLE-BER~ASCONI-~~ULIT ( I C ) ~ a), Komet WHIPPLE-FEDTKE (1942 g), Komet V A S C;E~;T-DAI,MACA-PELTrEK (‘943 f).

Fur die Schatzung der visuellen Gesamthclligkeitcn kani wieder das in Astron. Kachl:. 250.233 und 262.217 naher beschricbene Verfahren zur Anwendung. In der Auswertung dcr Beobachtungen wurde nur insofern von der bisherigcn Form abgewichen, als diesnial zur besseren Sicherung des Hellig- keitsverlaufs auch die bereits veroffentlichten Ergcbnisse anderer Ucobachter hcrangezogen worden sind. Diese Zusammenfassungen verschiedener Rcobachtungsreihen, die teilweise mit erheblichen systematischen Fehlcrn behaftet warcn, bcrciteten einigc Schwicrigkeiten und gaben Veranlassung zu Unter- suchungen iiber die Entstehung dicser Abweichungen und dainit auch ein Urteil iiber die Brauchbarkeit der angewandten Beobachtungsmethodcn.

Die in den Zusammenstcllungen der Beobaclitungen gegebenen Abkurzungen sind dieselben wie in Astron. Nachr. 272.249. Samtliche Helligkcitsangaben beziehen sich auf das System der HARVARD- Photometry.

Ii o ni c t \V H I 11 P L E - I3 E R N A s c o s I - K u L I N (Ig4za) Die Eiitdeckung des Kometen an1 10. Febr. 1942 durch G.’ BERNASCON in C a p o (Italien) und

seine zwei Tage spater erfolgte unabhangige Auffindung durch K. KULIS in Budapest wurdc in Beob. Zirk. Astron. h’achr. 24.11 vom 16. Febr. 1942 angezeigt. Nacli einer spiiteren Mitteilung in Hcob. %irk. Astron. h’achr. 24.20 war dasObjekt schon vorlier von F. L. WHIPPLE auf der HARVARD-Sternwarte cntdeckt worden. Durch das infolge derI(riegsvellia1tnisse verspiitetr Ihtreffcii dcr Entdeckungsnachricht konnte die Beobachtung in Greifswald erst 14 Tagc nach der Entdeckung in Angriff genommen werden. Der Komet erreichte 1942 Marz 10.7, wenige Tagc nach seiner grooten Annahemng an die Erde (1942 Marz 8), seine groI3te scheinbare Helligkeit und konnte an mehreren Abenden sogar mit bloRem Auge wahrgenommen werden. Um dicse Zeit zeigte der ziemlich groae, rundlich geformtc Kopf im Fernrohr

238 11. HEYER : Physische Ijeobachtungen von Kometen

/ , m I +6" 2259 6.29 IIA5o

m 7 3 2 2 8 0 i 5.88 ,, 50 11 - L 2 2 6 8 6.04 I , 50 0 --2 2939 6.56 54

cine langliche Verdichtung mit einem auffallend hellen Kern. In mondlosen Nachten war in kurzbrennweitigen Glssern auch ein kurzer, sehr matter und diffuser Schweif zu sehen. In der Zeit I942 Febr. 25 bis April 14 wurden vom Verfasser die folgenden 13 Schatzungen der Gesamthelligkeit sowie mchrere Reobachtungen von Schweif, Koma und Kern erhalten.

T a b e l l e I

V c r g 1 e i c h s t r r n e

l m ---IOo 2514 6.56 Ef.454

I u w --12 2463 6.96 ,, 5.1 x - 1 1 2411 6.53 ,, 5.1 Y -11 2432 6.30 ,, 5 0

I k z . I BD-Nr.

n 0 C

d > C

-;- go 2441 + I O 2 2 5 0

+I?. 2319

+ 5 2384 - k I I 2333

Gr. (EIarv.)

Durch- messer

der Koma

Wbr. 25.856 26.894

Marz 3.035 6.826

11.830

13.862 ' 16.823

22.882

12.859

25.544 28.855

14.835 April 3.871

I Schweif Hellig- keit des

Kerns IAngel pUr Anm. Instr.

m 6.93' 6.73 6.28 6.16 6.06 6.04 5.92 6.34 6.58 6.93 6.92

7.66: 7 . 0 5 :

Rez. 1 Bl>-?rTr. I Gr. (Ifarv.) I Bez. I BD-Xr. I Gr. (lfarv.)

5 l o g r A

-i--0.4.+ -: 0.39 i-0.23 +o.r7 70.14 -i-o.r4 -i-0.15 -1-0.1g 4-0.3 I -: 0.38 -1-0.46 $0.64 i 0 . 9 7

m 6.49 6.34 6.05 5.99 5.92 5.90 5.77 6.15 6.27 6.55 6.46 6.41 : 6.69:

-

I 2

3 4 5 G 7 8 9 -

I 0 I1 I 2

Bem.

Instr.: A = blolles Auge; 0 = 27 mm-Opernglas (Vergr. 21/2Iach), h' = 54 mm-Nachtglas (Vergr. Sfach); S T 50 mm-Handfernrohr (Vergr. Iofach); K -- 80 mm-Handfernrohr (Vergr. 17fach).

A n m.: I. Mondheller Himmel, Koma matt, aber gut verdichtet.- 2 . Hundliche, gu t verdichtete Koma mit kurzem Schweifansatz. -- 3 . Totale hfondfinsternis. Da der Komet dem verfinsterten Mond sehr nahe steht, stort das Hestlicht noch etwas. Runder Kopf rnit einem sehr schwachen, diffusen Schweif; Kern etwa 8m5. - 4. Gut verdichtete Koma mit Kern om2< UD 4- 3'2333 (HI>-Gr.: 8T3); zarter Schweif. - 5. Fliichtige Beobachtung in Wolkenliicke; I Hydrae stiirt; langliche Verdichtung innerhalb der Koma; Kern-Helligkeit = BD - I' 2282 9413, Schweif sehr zart. - 6. Der Komet steht a n der Grenze tler Sichtbarkeit fiir das bloDe Auge; Verdichtung der Koma lLnglich in Hichtung des sehr matten, 40' langen Schweifs; Kernhelligkeit O'PZ < BD - I' 2274 (HD- Gr.: 8T9) . - 7. Komet init bloDem Augc sichtbar; Schweif in dunstiger Luft schwer erkennbar; Kernhelligkeit -7 BL) -10' 2570 (HD-Gr.: 8%). - 8. Fluchtige Beobachtung in Wolkenliicke. - 9. Schweif sehr schwach und diffus; Kern om3 < B1) -10' 2570 (HD-Gr.: 8 ~ 6 ) . - 10. Komet am mondhellen Himmel ziemlich mat t ; Schweif nur schwach angedeutet. - 1 1 . Unsichcre Beobachtung bei ticfern Stand des Gestirns und aufgehendem Mond; sehr schwacher Schweifansatz. - 12 . Sehr unsichere HelligkeitsschBt7ung. Der Komet steht in der DBmmerung schon nahe dem Horizont und erscheint nur noch als matter und verwaschener Nebelfleck.

Fii; die Untersuchung dcs Helligkeitsverlaufs konnten neben den vorstehend mitgeteilten eigenen Heobachtungen und einem Einzelwert von K. LIEBERMAXN (Heob. Zirk. Astron. Nachr. 24.38) weitere vier Beobachtungsreihcn von P. AHNERT, C. FEDTKE, E. LORETA und A . MODEL herangezogen werden, die in stark verstreuter Form in Beob. Zirk. Astron. Nachr. 24. (1942) verdffentlicht worden sind. Ver- gleicht man die Helligkeits-Systeme dieser Reihen, so zeigt sich, daI3 die Beobachtungen von A. MODEL, K. LIEBEKMANN und M. BEYER ziemlich gut iibereinstimmen. Die von E. LORETA und C. FEDTKE geschatzten Helligkeiten liegen dagegen systematisch im Mittel um om10 bzw. om25 diejenigen von P. AHNERT sogar um 093 tiefer. Da der Komet in denTagen 1942 Marz 7bis13 sowohl von K.LIEBEK- MANN wie auch vom Verfasser mit bloI3em Auge als matter Nebelfleck am Himmel gesehen wurde, kann seine groI3teHelligkeit sicher nicht erheblich unter 6mo gelegen haben. Aus diesem Grunde erscheint es berechtigt, die Helligkeits-Systeme der letztgenannten drei Reihen urn die Betrage der aufgefuhrten systematischen Abweichungen zu korrigieren. Die somit verfiigbaren 65 Einzelbeobachtungen aus der Zeit 1942 Febr. 13 bisApril 19 liefern die in Abb. I dargestellte, ziemlich glatt verlaufende Lichtkurve.

M. BEYER: Physische Beobaclitungcn von Ilometen 239

Nach dieser Ilarstellung hat der Komet 1942 Marz 10.7 (W.-Z.) seine gro5te scheinbarc IIelligkeit mit 6?1 (Harv.) erreicht. Keduziert man die Bcobachtnngen untcr Zugrundelegung dcr von J . P . M ~ L L E R in Beob. Zirk. Astron. Nachr. 24. 45 gegebcnen Uahnclemcntc nuf einen einheitl'ichcn Erdabstand ( A 17 I), so erhalt man die in Abb. I eingetragene punktierte Kurvr. I>a die Entfernung drs Kometen von dei Sonne innerhalb des dargestcllten Zeitabschnitts von Y = 1.78 auf 7 = 1.4j abnahm und das Pcrihel rnit 1942 April 30.8 (W.-2.) noch bcvorstand, ware nach dem v2/12-Ccsetz eine langsame Zunahme der auf d = I bezogcnen lIclligkeit um om45 zu crwarten gewcsen. Im Gegcnsatz dazu zeigt aber die Helligkeitsentwicklung des Konicten eincn Vcrlauf, der unabhiingig vom Sonnenabstand lcdiglich an den Erdabstand gebundcn zu sein sclieint. Dieser Widcrsinn IaI3t zunachst starke Zweifcl an der Zuvcrlassig- keit der Heobachtungen aufkommen. Ila aber allc fiinf Bcobachtungsreihen, auch unabhangig vonein- ander, zu dem gleichen Ergebnis fuhren, ist diesc cigenartige W:ahrnelimung als gesichert zu betrachten. Leidcr konnte der Komet infolge seines raschcn Wanderns nach Siiden niclit his ins Perihel und dariiber hinaus verfolgt wcrden. Sofcrn man in diesem Fallc nicht einc vollig anormale Helligkeitsentw'cklung annehmen will, blcibt als Erklarung nur einc erheblichc Abhangigkcit der scheinbarcn Helligkeit vom Phasenwinkel oder von dcr hcliographischen Breite des Objekts iibrig. In der Tat befand sich der Komet 1942 Marz 1.4 in Opposition zur Sonne und dabei schr nahe der Ekliptik. In dieser Lage durfte neben ciner maximalcn Kuckstrahlung des Sonnenlichts auch der stark verkurzt erschcinende und gro5tenteils auf die Koma projizierte Schweif zur Erhohung der Helligkeit beigetragen haben. Auf Grund des vor- handenen Reobachtungs-Materials 1aBt sich eine Trennung zwischen der Entwicklung dcr Eigenstrahlung des Kometen und dem EinfluI3 des Phasenwinkels nicht vornehmen. Lcgt man jedoch in erster Kahe- rung eine Grund-Helligkeit von H , = 5mg fur r = I und A == I, sowi-ine Phasen-Korrektion von om01 a + o?oooz a2 und eine dem reziproken Quadrat des Sonnenabstandes entsprechende Helligkeits- entwicklung zugrunde, so crhalt man die in Abb. I gcgcbene gestrichelte Kurve, die sich den Beob- achtungen schon leidlich anschmiegt. Ilas Maximum dieser Kurve liegt etwa 6 Tage vor der beobachteten groI3ten Helligkeit . Angesicht s der starken Veranderlichkcit des relativ sehr hellen Kerns, dessen GroBe nach photovisuellen Untersuchungen von L. GIALANELLA (Beob. Zirk. Astron. Nachr. 24. 42) in den Tagen I942 Marz4bis7 von 81150 auf 7m65 anstieg, ware cine Verschiebung des Maximums durchaus erklarlich. Nach L. GIALAKELLA, der in der Zeit 1942 Febr. 13 his April 13 21 photovisuclle Beobachtungen des Kerns erhielt, wechselten die Struktur und das Aussehen dieses Gcbildes schr rasch. Zeitweilig erschien der Kern fixsternartig scharf, kurz darauf wicdcr aufgespaltcn, verwaschen, granuliert ode1 scheibenformig. Iliese Veranderungen spicgeln sich in einem lehhaften Wechsel seiner Helligkeit rnit Sprung.cn bis zu 1m3 wieder. Seine gro13te absolute Helligkeit (Y := I, A = I) erreichte der Kern I942 April 3 mit 6'?91, so daB er an diesem Tage 65% des Gesamtlichts licferte. Ini ubrigen vermiigen die zahlreichen Kernhclligkeiten nicht irgendwelche Aufschliisse iibcr die Ursachen des eigenartigen Ver- laufs der Gesamthclligkcit zu geben.

Abb. I. Komet WHIPPLE-UERNASCO.UI-ICULIN (1942 a).

a ) ausgezogenc Kurve: Gesamtl~elligkcit rnt des Kopfes nach Gj Bcobachtungen 1942 I'cbr. 1 5 his April 19. b) punktierte Kurvc: Verlauf der auf den einheitlichen Erdabstand A = I bezogenen Helligkeiten (mr- 5 logd) . c) gerissene Kurve: Unter Bxuclsichtigung des Phasenwinkels (a) gerechnetc Helligkeiten mR 7 5?9 ;- 5 log A

5 log r + om01 a +- om0002 6 2 .

Die auf den gleichen Erdabstand d = I umgercchneten Hcobachtungen des scheinbaren visuellen Durchmessers der Koma schwanken zwischen 4.'7 und 8(7. Im Mittcl ergibt sich rnit dem von r == I .67auf r = 1.50 abnehmenden Sonnenabstand ein langsames Anwachsen der Koma von 5' auf 7' (200ooo bis

240 M. BEYER : Physische Beobnchtungcn r o n Kometen

300 ooo km). Mit einem 1942 Marz 12.8 und 13.8 beobachteten, zeitweiligen Aufblahen der Koma auf etwa 815 war einc erhebliche Abnahme der Kernhelligkeit verbunden.

uber den Schweif liegen fur denzeitabschnitt I942 Febr. 16bisApril3 insgesamt 19 visuelle Beob- achtungen von C. FEDTKE, A. MODEL und M. BEYEK sowie 5photographische Aufnahmen von P. AHNERT, J . CLASSEN, J. GRAMATZKI, C. HOFFMEISTER und K. KULIN vor. Der Schweif erschien visuell als eine sehr matte und diffuse Ausstrahlung, die unter giinstigcn Sichtverhaltnissen bis zu 40' Lange verfolgt werden konnte. Trotz der zahlreichen photographischen Aufnahmen des Kometen, die z. T. mit sehr kurzbrennweitigen Objektiven durchgefiihrt worden sind, ist die Ausbeute an Schweif- beobachtungen nur gering geblieben. VerschiedeneBemerkungen in der Literatur lassen eindeutig darauf schlieoen, dai3 dcrSchweif nur wenig aktinisches Licht liefertc. Wahrender1942 Marz 12.8und 13.8sowohl von C. FEDTKE (Beob. Zirk. Astron. h'achr. 24.50) wie auch vom Verfasser in einerLinge von 3o'bis+' gesehen werden konnte, fand J . GRAMATZKI (Beob. Zirk. Astron. Nachr. 24.38) 1942 Marz 13.8 auf photographischen Aufnahmen rnit dem sehr lichtstarken Astro-Pantachar I : 1.8, F = 7.5 cm bei 20 Min. Belichtung noch keine Andeutung von ihm, sondern lediglich eine geringe Verlangerung der Koma. Gleichzeitig erhaltene Filteraufnahmen von J . CLASSEN (Beob. Zirk. Astron. h'achr. 24.38) rnit einem 250 mm-Vierlinser I : 4 in den Spektralbereichen 3850, 4460, 5550 und 6300 zeigen nur kurze Ausstrah- lungen bis zu 18' Lange. Die von J . CLASSEN dazu gegebene Bemerkung: ,,Die Rotaufnahmcn zeigen die Schweifbildung am besten" erkliirt ohne weiteres die geringen Erfolge der photographischen Be- obachtung. Schweife dieser Art weichen in ihrer Richtung zumeist sehr erheblich vom verlangerten Radiusvektor ab. Auch im vorliegenden Fall treten diese Unterschiede stark hervor.

H e o b a c h t u n g c n d e s S c h w e i f s

Febr. 16,s ' s. kurz I 330' 19.1 1 I' 356 31.y I -- I 315

p ! 360 ! AHNERT REYEK 2 5 2 F 1 ii

v 81

v, p I s o

V 80 v 80

v ' 81 V

V

V 83

V 1 #: v i 87 v j 91

FEDTKE, BEYBR BEYER MODEL

BEYER FEDTKE, BEYER CLASSEN, BEYER BEYEK MODEL FEDTKE FEDTKE BETER, FEVTKE BEYER BE YER BE YER

G R A M ATZKI

K o m e t W H I P P L E - F E D T K E (1g42g) Kach einer Mitteilung in Beob. Zirk. Astron. Nachr. 24.127 vom 18. Dez. 1942 wurde der Komet

zuerst 1942 Dez. 8.2 von F. L. WHIPPLE auf der HmvmD-Sternwarte cntdeckt und 4 Tage spater un- abhangigvon C. FEDTKE in Konigsberg aufgefundcn. Auch in diesem Falle wurde der Beginn der Beob- achtung seitens des Verfassers infolge einer erheblichen Verspatung dcs Eingangs der Entdeckungs- anzeige urn fast 3 Wochenverzogert. In der Zeit 1942 Dez. 29 bis 1943 Juni 5 konnten dann die im folgenden zusammengestellten 53 Schatzungen . der Gesamthelligkeit des Kometenkopfes sowie zahlreiche Beobachtungen von Schweif, Koma und Kern erhalten werden. Der groljte Teil dieser Beobachtungen wurde i n Wilhclnishavcn unter zumeist ungiinstigen Umstanden infolge feindlicher Flicgertatigkeit und den damit verbundenen Stomngcn durch Scheinwerfer, Flakfeuer und kunstliche Verneblung durch- gefuhrt. Im ubrigen waren die Sichtbarkeitsbedingungen sehr giinstig, da der Komet sich monatelang in hohen Deklinationen am Nordhimmel aufhielt und so hell wurde, darj er ein Viertcljahr hindurch rnit un- bewaffnetem Auge verfolgt werden konnte. Zu den Zeiten seiner groBten scheinbaren Helligkeit - Ende Januar und Ende Februar 1943 - hatte er fiirdas blone Auge das Aussehen eines m-nden, zentral verdich- teten Nebelflecksvon der halben GroBe des Mondes. Dcr rnit demblol3enAuge nicht wahrnehmbare Schweif war schon in kleinen Fernglasern gut zu sehen. Im Vergleich rnit den rcich gegliederten und kraftigen Schweifbildern auf den photographischen Aufnahmen von C. HOFFiMEISTERund P. AHNERT (2. Astrophys. 22.265 u. 286) erschienen die Ausstrahlungen bei der visuellen Reobachtung auffallend zart undvcrwaschen.

Yi. BEYER: l'hj-sische Hcobachtungen r o n Konie ten 241

V e r g l e i c 11 s t e r n c f ii r d i c 13 e o b a c 11 t 11 n g tl c r G e s ii in t €1 e 1 l i g k c i t - ~

Cr . Harv.) -

m 5.73 6.06 6.84 5.25 5.60 6.20 5.75 j .64 4.99 j . 2 4

5.19 3 3 2 4.62

- Gr .

Harv.)

111

4.32 4.78 5.13

5.41 5.56 5 . i 2

5.97 6.77 6.83 6.14 6.6s 7.9

j . 2-2

- _ _

Bcz. BD-Sr.

I 111

6.8 j 7.50 7.11 7.86 7.99 8 .6 8.9 8 .3 8.6 7.76 8 .5 8 . 1

Y z a'

.:-22 2510 4-21 2509 -?-I9 2659

V e r g l e i c h s t c r n e f i i r d i e S c h i i t z u n g t i e r K e r n - H e l l i g k e i t

' Cr. ! Bez. I BD-Nr. Bcz. 1 HD-Nr. i i H a r v

m G.96 7.20 6.50 7.22 8.16

V i s u e l l c U c o b a c h t u n g c n d c r I I e l l i g k e i t v o n I i o p f u n t l K e r n - ~

Bem.

__

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8.16 8.0 s.3: 8.1: 8.7:

s .s 8.7

7.0: 6.75 6.80 6.g 6.8

7.41 7.2 7.2 7.2

6.64

-

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--

- -_ - _ - 7.50 8.56 7.50 8.01 8.6 8.6

9.1 9.1 8.8

--

- _

'!I

-

0.534 0.497 0,48 I 0.475 0.4 7 I 0.466 0.462 0.462 0..162 0.439 0.436 0.433

0.432 0.435 0.436 0.442 0.449 0.451

0.452 0.461 0.480 0.523 0. 539 0.543 0.549 0.555 0.565 0. 570 0.576 0. j 76 0 . j S Z

0. 588 0.593 0.599

0.432

0.451

.I

$0.93 ! -- $0.67, S - i 0.88 ~ 8 -10.02: - -0.09 [, v -0.39 v -0.31 ' 2,

--0.05'; p -0.04 : - s0.25, 0, 3. -i-O.13! w +0.04i w i - 0 . 2 j ' . (0 i-0.33 - 4-0.11 g -0.091 -- -1.07 - -0.7Gi: -0.71 / I B -0.71; -0.68' z

-0.51 &

-0 .88 ' , -

~

m 6.28 5 74 5.77 5.73 5.50 5.11 j .42 5.16 5.37 1.34 j .79 4.15 3 3 4 3.92 4.19 4.20 4.52 4.43 4.36 4.57 4.65 4 4 7 .&.35 3.64 3 .92 4.07 3.15 4.15 4.27 4.30 1.35 1 ' 3 4 4.34 4.42 4.40 4.42

-

1.478 1.445 1.430 1 .42j I .42 I 1.417 1.412 1.412 1 .411 1.386 1.352 1.368 1.365 1.365 1.359 1.359

1.355

1.355 1.355 1.357 1.365 1.389 1.399 1.402 1.406 1.410 1.419 1.423 1.428 1.428 1.432 1.436 1.441 1.447

1.356

1.355

- m

4.95 4.71 4.61 4.57 4.54 4.52 4.49 4.49 4.49 4.32 4.30 4.24 4.23 4.23 4.24 1.24 4.27 4.30 4.32 4.32 4.32 4.36 4.47 4.71 4.80 4.53 4.56 4 3 9 4.95 4.99

-

Dcz. 28.926 Jan. 3.814

6.859 j.S $ 2

8.903 9.799

10.602 10.819 10.849 15.217 19.252 24.802

26.832 Z j . Y j 0

30.9jS 31.121

Febt-. 3.934 6.800 7.803 7.558 8.159

11.198 17.052 26.882

PvIarz 1.997 2.858 3.918 4.868 G.817 7.865 8.802 8.830 9.816

11.882 10.913

I? ,984

-0.69, X , 7 5 OL I-0.67" a

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5.11 -0.71' L

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11, J H , J If, J , AP If, J , n I N, 0 0 , 1'. Q, I<, S Q 9 I<# s Q. S T , u. 1' IV, x. Y w, s, z a'

4.S6 4.32 5.24

5.82 5.92 6.53 6.57 6.58 6.51 6.73 6.91 6.96 6.99 7.99 8.23 8 . gs 8.4:

-_

M. BEYER : Physische Beobachtungen von Kometcn

. ~ . . - _ _ _ .- . -

Instr .

es ~ Kern-Helligkeit I 1 Ill ' 1

Chsamthclligkeit dcs Kc

hob . - Ort I$).+,{ w.-%.

.- __ Marz 14.920

16.872 25.835 29.868

April 6.894 7.854

15.851 23.953

26.939 29.910

Mai r S S 3 2.583

23.936 28.94 j 29,95 1

J u n i 5.936

24.932

30.910

Hem.

-

etl, 51, d, .\I2 etl sd , s s w k SSW, + k, M, d,M3,* sk sk k 1; sk slc k ed, 1) k, I> k, D

d

.. -

0.61 I

0.623 0.683 -.

0.778 0.766 0.S59 0.932 0.955 0.976 1.011 1 . 0 2 2 1.034 I .0$5 1.340 I ,418 1.435 1.552

--

I.'&.jS I .46S 1.522

I ,608 1.615 1.679 1.738 1.755

1.799 1.809 1.81s 1.827 2.028 2.076 2 .086 2.156

-

1.772

ni ! m 5 . 2 1 (-0.65 - . j . Z 8 .--0.96 - I 5.55 -0.311 I ' n

;I -. 6.04 -0 .22' i -- 6.0s - -0.16 -

6.69 -0.12 - -

-. -.

6.39 1-1-0.14 -

6.76 -0.18 .- 6.85 -0.34 - -

6.98 -0.25 - - 7.02 - 0 . 1 1 -- 7.06 -0.10 -- 7.10 -0.11 ~ - -

8.14 -+-o.o9; -- 8.18 + 0.4oii --

7.95 to.04: -

8.49 -0.1: I --

A , h' 0 A, 0.3 K A,O,K ?J 0. N 0 0, E; 0. N 0. N 0, N 0, N 0, N' N N ir: K

13 w I\' w W W M' w IV I I

C C C H H c

ir

ir

Beobachtungsort: W = Wi ... clmshaven, ( = Cuxhaven, G = Greifswald, H = Hamburg.

V i s u c l l e B c o b a c h t u n g e n v o n K o m a u n d S c h w e i f - - - ~

11 Uurchmesser Schweif I 19.13 W.-Z. dcr lGrezde5 1 Haupt-Strahl

lduz. a u ' c strahlungs- A 1 Fathers , Iaangc I p.-Iv. Hem.

k d, ew ssd sk d ed d, I> ed k ssd d, ssw sk sk d, w k, sw sk sk, w k, w sd sk d , s w k sk sk sk ca sk, MI sk. M, cd, MI ed sd,ssw k sk sk k k sk sk k ed, D k. D

beob.

15' I4

16 I3 I5

I9

28

-

-

21

- 2 2

2 1 2 0

2 2 2 2 - 29 23 28 23 23 23 2 1

2 1 2 0

18 24 I7 2 2 - 2 0

I 4 I 2

14 I5 I 2 I 4 9 8 9

verlangcrter

7:5 1 ' - - 6.7 I --

270' 263 269 2 66 259 260 247 237 236 238 234 "35 231 236 230 2 2 8

227 229

I1 0 38 0.7 0.4 0.6 0.5 0.6 0.7 1.1 1.6 j

1.5 ,

I .2

1.0 ; I .6 I .6

0.9

Jan. 3 3 1 4

8 9 0 3

10.849

24.802

26.832

31.121 Fcbr. 3.934

7.803

19.252

25.830 ,

I 7.858 8.159

11.19s YII%rz 2.858

3.918 4.868

8.802 1 9.816

10.913 1 11.882 I / 12984 I / 14.920 25.835 ; 29.868

April 6.894 24.932 26.939 29.910 30.910

Mai 1.883 2.883

23.936 28.947 29.951

- 7.5 6.1 6.9 - . 8 . 2

9.1 i z . 1 - 9.6 9.3 9.0 9.9 9.9 .-

12.5 1 1 177-2561 3.5 I 213 15.7 , 188-260 2 . 3 I 213 12.8 ,I 193-2621 13.0 1 205-270' 13.1 I 209-2731

I2.?

10.7 I 208-277i 14.4 205-271 10.4 207-2531 15.0

15.6 13.4 191-260 11.7 2 0 8 - 2 7 0 14.2 235-276,

-

15.3 i l 231-272

12.1

12.9

M. 13EYER: Physische Brobachtungrn voii k'ometen 243

Anm.: I . Im 54 nim-Sachtglas erscheint der Komet bci Mondsclicin und dunstiger Luft als ein gro0er. rund- lichrr Sebel rnit zentraler Verdichtung und Kern. - 2. Die Intensitat d r s mitgeschatzten Sterns B1) + 29' 1832 is t in Abzug gebracht. Gut verdichtete Koma init punktiormigem Kern. Drr Koniet ist gut rnit bloDem Augc zu schrn. - 3 . Ureiter, matter und diffuser Schwcif. - 4 . Kopf mit kleincr, abr r kraftigcr Vcrdichtung nnd Kern. - 5 . Infolge starken Dunstes nicht rni t bloDeni Auge zu sehen; Schwcif nur zart angedeutct. - 6 . Der E;nmct ist bei der'Beobachtung nii t bloDem Auge nicht Yom Stern BD -i- j 3 O 18x0 6417 zu trenncn. - 7. Komet gut rnit bloOem Augc zu sehen; Schweif mat t angedeutet. - 8. Der Positions-U'inkcl des sehr zartcn Schwcifansatzes ist sclilecht bestimnibar. - 9. Fliichtige Beobachtung. - lo. Beobachtung in Mond-Dimmcrung; Scliweif gut sichtbar. - 11. Sehr grolk Koma mit verhiltnismaflig klciner Verdiclitung von strahliger Struktur. - 12. Aus der Koma tr i t t ncben dem IIauptstrahl ein kiirzercr und schwacherer Nebcnschwcif lieraus. - I j. Wcgcn starken 1)unstes sind die benutzten Extinktions-Differenzcn zwixhcn dem Kometen und den Verglriclistcrnen sehr unsicher. - 14. Schweifansatz facherartig. -- 15. Die Intensitat des bci der Schatzung einbezogenen Strrns BD + 52' 1526 wurde beriicksichtigt. - 16. Die Helligkeit des dicht ncbcn dcm Kern stehendcn Strrns HD 1- 53' 1459 wurdc bei der Reduktion in Abzug gebracht. -- 17. Komet am niondliellen Himniel sehr mat t . - 18. I'liichtige Beob- aclitung nach einem schwcren Luftangriff; Iiauch stort. - 19. Iiaschc Beobachtung in Wolkenliickc. Schoner gerader Schweif; heller groDer Kopf mit Kern. Durchmesser der Koma und Hichtung des Schweifs konnten wegcn stijrender Bewolkung nicht bestimxnt werden. - 20. Schmaler, leicht gekriimmter Schwcif ; mehrere kiirzcrc Aus- strahlungen. - 21. Der Kern erscheint lirute verwaschen und schwachcr als gestcrn. - 2 2 . Verdichtung der Koma in Hichtung der kiirzercn Ausstralilung langlicli. - 23. Die Koma erschcint starker verdichtet als sonst. Der Schweif ist wegen des Dunstes schlechter zu srhen. - 24. Der schniale und ziemlich geradc verlaufcnde Hauptschwcif im P.-W. 212' ist im ersten Teil recht gut sichtbar, spatcr etwas flockig, im ganzen bis zu 3 P G T,%nge zu verfolgen. - 25. Zentral stark verdichtete Koma rnit schlecht definiertem Kern. - 36. Der Hauptschweif erscheint heute wegcn der storenden Helligkeit dcs Sterns 5 CnV \vesentlich kiirzer. - 27. Die Intensftat des mitgeschatzten Sterns HI> -+ 53' 1554 ist in Abzug gebracht. - 28. Am mondhellen lrimmcl ist dcr Komet schwer rnit bloDem Augc zu sehen. - 29. Die beidcn Schweifstrahnen bilden die auBeren Grenzen dcs Ausstrahlungsfachcrs. - 30. Wegen starker Hewolkung ist cine IIclligkeitsschitzung nicht moglich. - 31. Schweif sehr matt . - 32. Fluchtigc Heobachtung in Wolkenliicke und Sturm. - 5 3 . Am mondhellen Himmcl im 54mm-Nachtglas sehr mat t . - 34. Der Komet ist nicht mehr rnit bloDem Augs zu sehen. Die Nordgrenze des Schweiflichers ist a m licllsten und etwa i0 wcit zu verfolgen. - 35. Die Intensitat des einbczogcncn Sterns B1) + 36' 2314 ist abgezogen. Schweiffacher nur noch angedeutet. - 3G. Schweifansatz sehr mat t und verwaschcn. - 37. Koma noch gut verdichtet. - 38. Die Koma is t hcute wenigcr verdichtet; Schweif unsiclitbnr. - jg. I n der Mitternachtsdaminerung niit dem 54 mm-Nachtglas bietet der Komet das Bild cines niatten und diffusen Nebclflecks. - 40. Koniet niit dem 54 mm-h-achtglas in dcr Mitternachtsddmmerung nicht zu sehen. Im IOO mm-Konietensucher nocli gut als verwaschener Nebel von geringer Flachenhelligkeit zu erkcnncn.

Die Extinktions-Differenzcn zwischen dem Kometen und den benutzten Vergleichsternen wurden bei der Rrduktion der Beobachtungcn stets berucksichtigt.

Der Komet ist trotz der Ungunst dcr Kriegsverhaltnisse sehr eifrig ubenvacht worden. Allein an visuellen Hcobachtungrn der Gesamthelligkeit des Kopfes sind in den Astron. Xachr., in den Reob. Zirk. Astron. h'achr. und in der Z. Astrophys. 21 langere Reihen mit insgesamt 921 Helligkeitsschatzungen veroffentlicht worden. Davon sind die 3 Rcihcn von 1'. AHNERT, C. HOFFMEISTER und A. WEBER niit 9.1 Bcobaclitungen bercits von P. AHXERT in der Z. Astrophys. 22.1786 (1943) zusammcnfassend diskutiert worden. Die in dieser Arbeit aufgczeigten Zusammenhgngc zwischen den Sonnenflccken-Relativzahlcn und dem Durchmesser dcs Kometcnkopfcs stutzen die seit langem gehegte Vermutung eines Einflusses der jeweiligen Sonnentatigkeit auf die Entwicklung der Kometen und wcisen einen bestimmten Weg, urn den nahereii Ursachcn nachzuspurcn. Es scheint nunnichr erwiesen zu sein, dall die Vorgange in den Kometen in hohem Malle durch vermutlich kurzwelligc Ausstrahlungen der Sonne gesteuert werden, die i n Verbindung rnit dem Sonnenflecken- oder Fackelphanomen auftreten. Dcr I<omet WHIPPLE-FEDTKE hat in dieser IIinsicht cine selten starke Reaktionsfahigkeit besessen. Keben den envihnten Schwankungen des Koma-Durchmessers wurde seine an sicli normal verlaufende Helligkeitsentwicklung durch eine Folge von I,ichta~isbriichcn so crheblich gestort, daR eine zuverlassige Darstellung des Hellig- keitsverlaufs nur auf Grund eines selii- umfangreichen neobaclitungs-Materials gcgcben werden kann. Die sekundaren Helligkeitsandcrungen zeigen keine Korrclation init den lielativzahlen. l>a aber anzu- nehmen ist, dalj auch cliese niit irgendwclchen Erschcinungen solaren Ursprungs verkniipft sind, ist es erforderlich, ihr Auftretcn riacli &it und Umfang nioglichst sicher festzulegen. Aus diesem Grunde erschien es wunschenswert, samtliche z. %. bekannt gewordenen Beobachtungen auf ein einheitliches photometrisches System zii reduzieren und zu einer Gesamtdarstellung zusammenzufass.cn.

Zu diesem Zweck wurden zunachst aus den einzelnen Beobachtungsreihen gesondert Lichtkurven gezeichnet . Das Ergebnis war ziemlich niederdruckend. Einige Darstcllungrn wiclien durcli cine Hau- fung von Fehlbeobaclitungen derartig von den iihrigen ab, dall sie als unbrauchbar venvorfen werden muSten. Aber auch die einander ahnlichen Kurven zeigen stellenweisc groljere Unterschiede, so da13 selbst nach Anbringung von Korrcktionen des Helligkeitssystems ein einfaches Zusammenwerfen der Hcobachtungen nicht zum Ziele fuliren kann. Im allgemeinen ist jedoch in fast allen Reihen der um das Februar-Maximum (1943 Febr. I8bis Marz4) fallende Helligkeitsverlauf richtigerfaljt worden, so da13 dieser Kurvenast einen Anhalt fur die Lage der Helligkeitssystenie bietet. Durch Aufeinanderlegen dieser Kurvenahchnitte iind Rcduktion aller Reihcn auf HARVARD-Groflen konnte somit ein mittleres IIellig- kcitssystem gewonnen werden, das als erste Grundlago fur cine Zusammenfassung von II einigermaljen brauchbar erscheinenden Reihen diente. Die auf diese Weise aus etwa 470 Reobachtungen gezeichnete vorlaufige Lichtkurve wurde dann zu der im folgenden beschriebenen naheren Untersuchung der einzelnen Reobachtungsreihen benutzt.

16*

244 M. BEYEK: Physische Beobachtungen von Korncten

Dez. 15-Mai 2 6 Dez. zi-M%z 6 Dcz. 28- Juni 5

Zunachst wurden die Abweichungen der Einzelbeobachtungen von dieser Lichtkume fur alle vor- handenen 21 Reihen gesondert graphisch dargestellt. Diese Iliagramme liefern nunmchr ein sichcres Kriterium fur die Brauchbarkcit der einzelnen Reihen, da sie sowohl die zufalligcn Fehler als auch systematische Verfalscliungcn anzeigen, soferndiese nicht bei mehrerenBeobaclitcrn gleichzeitig undgleichartig auftretcn. Die auf den EinfluS dcs Mondliclits oder auf einen Wechscl der Beobachtungs-Methode bzw. der optischen Hilfsmittcl zuruckzufiihrcndcn systematischen Fchlcr cinzelner Iieihen konnen nunmehr nach Art und GroI3e bestimmt und'durch entsprechende Verbesserungen unschadlich gemacht werden. Unerklarliche Helligkeitsspriinge grol3eren Umfangs oder Einzelabweichungen von mchr als om5 wurden als Fehlbeobachtungen angesprochen und ausgeschlossen. Sorgt man nun noch dafiir, daJ3 innerhalb der einzelnen Reihen die Summen der positiven und negativen Abweichungen gleich werden, so erhalt man fur sic cine weitere Verbesserung der Helligkeitskorrektion mit der die Beobaclitungcn auf das photometrische System unscrer e'ndgiiltigen Gesamtdarstellung zu reduziercn sind.

Bei dieser Untersuchung envies es sich, daI3 leider drei sehr umfangreiche Heobachtungsreihen ausgeschlossen werden mul3ten. Im ersten Falle (57 Beob. I942 Dez. 11-1943 Mai 23) hat sich der sonst schr zuverlassige Heobachter nicht ganz von der beim Helligkeitsschatzen leicht auftretenden Vorcingenoni- mcnheit freihalten konnen. Eine um den 24. Jan. 1943 plotzlich einsetzende Abnahme der Kometen- helligkeit zu einer Zeit, in dcr vor dem Perihel und vor der groBten Annahcrung an die Erde cine Hellig- keitszunahmc zu envarten war, erschien ihm wohl so unmoglich, daJ3 er weiterhin wcsentlich groJ3erc Helligkeiten wahrzunehmen glaubte, als in Wirklichkeit vorhanden waren. S.tatt des einwandfrei ge- sicherten, etwa cine GroDenklassc tiefer liegenden Minimums 1943 Febr. 9.0 zcigen 11 Heobachtungen diescr Reihe cine bis 1943 E'ebr. 19 andauernde konstante Helligkeit. Eine weitere Reihe mit 47 Beob- achtungen zwischen 1943 Jan. 29 und April 8 ist durch langsame und unregelmal3ige Schwankungcn des Helligkeitssystems entstellt, die merkwiirdigerweise- in den Heobachtungen rnit eincm Prismenglas anders und teilweise sogar entgegengesetzt verlaufen, wie inden mit bloDcm Auge geschatztcn Helligkeiten. Die dritte Keihe (59 Beobachtungen I942 Dez. 27-1943 April 8) ist unter Mitwirkung von mehreren, z. T. unerfahrenen Beobachtern entstanden und aus diesem Gmnde sehr uneinheitlich und wenig zuvcrlassig. Weitere 4 Reihen rnit insgcsamt 126 Helligkeitswerten wurden gleichfalls von der Hetrachtung ausgeschlossen, da die Einzelbeobachtungen sehr crheblich und unregelmafiig um die Lichtkurve streuen. Each einer sorgfaltigen Priifung bliebcn somit die folgenden 14 Beobachtungsrcihen fur die Ahleitung dcr endgiiltigen Lichtkurve iibrig.

U b e r s i c h t u b e r d i e z u r X b l e i t u n g d e r 1 , i c h t k u r v e h e r a n g e z o g e n e n

26 ?

37

B e o b a c h t u n g s r e i h e n

59 '9 49 4s

)Go 3 2 "3

68 1 0

55

23 I f

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A H N E K T , k'. BERh'.4SCOi%I, <;. BEYER, M.

-0.3: Lo.rr. -.o.o.: jo.1:. -+o.r: &o. rc

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- 0 . 2 L J - -ro.o5 1 0 . 1 L

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-0.3: ko.15 - -

HOFFXEISTEH. C. LACCH~NI, G . H. LORETA, 15.

MODEL, A. SOMMER, R. SUCCI, F. a )

WALDYEIER, M. M'EBER, A.

b)

I

3 4

2

' 5 j 6 7 8 g

I 0 I1

12

13

61 30 53 57 4 2 37 39 24

68 I 1

-0.3;

8 2

23 37 I4 38

I2

jo .151 14

davon Hclligkeits- cobachtungen;

Zcitabschnitt. 2 1942-43 E r: i

Febr. I j-*Vai 4 Jan. Io-Juni 21 Jan. 18-Man 14 Febr. z3-April4 Dcz. 3- Juni 5

Dez. Ig-Mai 12 Dez. zp---M%rz 10 Jan. 25-Mar2 26 Jan. 16-:\pril 10 Febr. Y---Marz 8 Jan. i--.Mai 2 2

_.

I 2 3

5 1 I D

37 ?

23

I4 IG

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. r ' i ; 4 2 5 : b

-

35 ?

51 57

37 38

_.

I I

I7

45 ?

37 - -_ 2 2

Vergr. u. Offnung in mni dcr Fernglaser

17x80 , 12x70 , 11X50,7X4r , 3S17.5 ? 1 7 ~ ~ 0 , 1 0 ~ 5 0 , 8 ~ 5 4 , 2 1 / 2 X ~ 7 7 x 5 0

IOX 5 0 . 6 ~ 30 3 x 4 9 . 12x70 3x40

?

._

?x40, ?x35

Anm.: I . AHNERT, P. (Z. Astrophys. 22. 286. Heob. Zirk. Astron. Kachr. 25.2, 1 1 , 18. 40, 6; u. 73) : Die letzten beiden Beobachtungen 1943 Mai 23.8 u. 26.8 sind ohne Verwendung von Vergleichsternen ,,absolut" gc- schatzt und nur als grobe Naherungen aufzufassen.

1. BERNASCONI, G. (Beob. Zirk. Astron. Kachr. 25. 2, 24, 34, 45 u. 54): Die benutzten Instrumentc sind nicht angegeben.

3. BEYER, M. (s. obcn): Mchrere zeitlich benachbartc Schatzungen cines Tagcs wurden zu Mittelwerten zu- sammengczogen.

4. GINOKI, N. V. (Astr. h-achr. 274.125) : Die ersten 4 Beobachtungen (Jan. 3 bis 13) zeigcn uni om3 bisom8 zu groI3e Helligkeitcn. Weitere 5 bei Vollmond erhaltene Wcrte (Jan. 16, 17, rg und Mar, 20, 2 2 ) liegen urn om4 zu

Sie liegen zu tief und wurden deshalb gestrichcn.

Dic erstc Beobachtung 1942 Dcz. 2 1 wurde als 01'8 zu tlef ausgcschlosscn.

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen 245

tief. Ilieser Fehler t r i t t aber merltwiirdi,aer\~eise nicht systematisch auf (Ausnalinien : Jan. 18, Fcbr. IS , Marz 1 7 ) . Die herausfallendcn y Beobachtungen wurden dahcr gestrichen. Die iibrigen 48 13eobachtungcn (1942 J a n . 18 hisMai 3) schmirgen sich tler Lichtlcurve gut an .

5. GLIESE, i \ r . (Astron. Nachr. 274.124): 2 getrenntc Heihen mi t bloBem Auge und Init Frldstecher geschatzt. a ) Die Bcobachtlingcn niit bloRem Auge stellen den Kurvenvcrlauf schr gut dar . b) Die IIelligkeitsscliatzungen mit leltlstrchern wurden teils fokal, teils cstrafokal crhalten. Rei starkerem

Jlondsclirin wurtle ausschlieRlich foknl beobachtct. 1)iese I4:rgcbnisse zrigen rincn s tark ausgepragten systematischen Gang, indeni tlic IIelligkeitrn hci zunehmendrm Mondschein in wachsendem NaRe zu schwach bestimmt wurdcn. Korrigiert inan die 2 3 fokal erhal tcnrn IVertc um Betrage, die zwischcn drm ersten Mondviertcl und der Vollmond- phase von o’”5 auf orflSz ansteigen, so fiigen sic sich zwanglos in die Lichtkurve ein.

Fiir die Ableitung der endgiiltigcn 1,ichtkurvc \\-urden zeitlich bmachbarte Werte aus beiden l icihen zu ciner Beobachtung zusanimcngezogen.

G . HIMPEL, K. ( . h t rnn . Xachr. 274.127): I)ie crsten j 1Ielligkeitsschatzungen (Jan. 10 bisFebr. 3 ) stellen In ltrnssern I\;iderspruch zii allen andrren Iieihen und muRtrn als Fehlbrobachtungrn gestrichen wertlrn. Ebenso fallen die letztcn beiden rnit einem Sucher IZ >( 7 0 nim gewonnenen EIelligkeiten Ma’i 30.9 und Juni 21.9 aus deni Rahmen licrgus. Alle iibrigrn j? l%-rrtc ewischen Fehr. 3 und Mai 6 schlic0cn sich der Lichtkurve gut a n .

7. 1IOFFhqEISTEW. C. (Z. Astrophys. zz.2RG; Heob. Zirk. Astron. Saclir . 25. 18 u. z G ) : Die Bcobachtung 1943 Jan . 25 wcicht iini -o’pq vom Rlittc.1 ab und wurde ausgeschlossen.

8 . I ,ACCiIINI , G. H. ( B m b . Zirk. Astron. h’achr. 25.56 u. 70’): Die letztc niit eineni Feldstechcr gcschatztc IIelligkeit 1943 April 4 l iegt uni oI!lS zii tief und wurdr gestrichen. Die iibrigen 10 \Vertc uberdecken leider nur ein sehr kurzcs Stuck der 1,ichtkurve.

9 . LORETX, E. (Astron. Kachr. 274.727, Beob. Zirk. Astron. Saclir . 25.17, 33, 39 54 u. G9): Dic systematischen Abweichungen der Helligkciten von den in der Lichtlturve gegebenen Mittrlu-erten zeigen cinen eigenartigen Gang. Zu Beginn der Heobachtung liegen die IIelligltciten om10 unter der 1,ichtkni-vc. Im wcitcrrn Verlauf wachsen die Abweichungcn Inngsani bis hlarz 10 auf -:- omj5 an , blciben bis April 25 konstant, um dann wicder ganz langsam bis Juni j auf -+-o’p4o abzunehnien. Korrigicrt man die Helligkeiten in dicsem Sinne, so streuen die Einzelhrob- achtungen nur nocli rnit +om11 um die Lichtkurve. Systematische Abweicliungen, die (lurch Mondschein odcr den \I;echscl von Instrumenten verursacht sein konntcn, sind nicht naclizuwcisen.

10. hloDr:r.. A. (Astron. Xaclir. 274.1’8) : Die d i n e optischc Iiilfsmittel geschatztrn Helligkeitcn strcut n er- hcblich wcniger als die I;eldstecher-I3robachtungcn. Soferii glcichzeitige Heobachtungen vorlirgen, wnrdc dalicr den mit bloBern Auge erhaltenen Helligkeiten der Vorzug gegcbrn. Systeniatinchc Verfalechungen dcr 1Ielligkriten trcten nur in den bei starkerem Mondscheiii gewonnenen I;eldstechrr-Hcob;!clitungen auf . Die Schltzungen fu r 1943 Jan. 2 0 3 , JWrz 19.S, 2 0 3 . 21.9, April 10.8, 13.8 und Mai 12.9 wurden daher um -olFj kurrigiert. Jfchrerc zeitlich bcnachbarte Beobachtungen eiiies Tagcs wurden zu einem Mittelwtrt zusammengezogen.

11. SOMMER, I<. (Reob. Zirk. Astron, Sachr . 25.10. 36 und 72): Die 12 Hclligkeitssch%tzungen stainmen von verschiedenen 13eobachtern. Ilic crste 1942 Dez. 29 rnit einem 120 mm-Refraktor crhaltene 13eobachtung f l l l t mi t h e r urn o ~ G zu grol3en Helligkeit heraus und wurtle gestrichen. Dic iibrigen I I Werte stellen den IIelligkeitsverlauf init einer mitt leren Streuung von G-o’p16 richtig dar.

I?. Svccr. I;. (Astron. h‘achr. 274,125 und Beob. Zirk. Astron. Sachr . 25-46 11. 7 2 ) : 2 getrennte Iieihen a ) mit blo0em Auge untl b) mit Feldstechrrn grschatzt .

a ) Die 23 Beobnclitungen mit bloDcm Auge liegen alle recht gut. b) 37 rnit einem Fcldstrclier extrafokal gcschiitzte Helligkeiten, die z . T. gleichzeitig rnit den 13eobachtungcn

dcr Iieilie a) erhalten wurdrn, zeigen sehr starke systematischr Schwanlrungcn bis zu anderthalb GroRcnklassen, deren Entstehung zum Teil anf Stiirungen durch Mondschrin. im iibrigen aber auf unbekannte Ursachen zuriickzu- fiihren ist . Fiir die Ableitung der cndghltigrii Liclitkurve wurden dcshalb nur die 13eobachtungen der Reihe a ) hrrangezogen.

13. \VALDMEIER, JT. ( h o b . %irk. Astron. Sachr . 25.4s): Mit Ausnnhme der durch Vollmond gestiirten Beob- aclitung 1943 Fcbr. 19,s (gestrichen) streucn die restlichrn 1 3 Helligkeiten n u r niit 5 om15 um die Kurve. Ilic kurze Iieihe vermag aber nur wcnig zur Sicherung der cndgiiltigen 1,ichtkurvc beizutragen.

14. WERER, A. (Astron. Sachr . 274.127 u. 13eob. Zirk. Astron. Sachr . 25.16. 34 und 3 G ) : IG rnit blot3em Auge erhaltcnc Helligkeiten stimnicn mit Ausnahme der bei Vollmond 19~13 Jan. 19 und I;ebr. 21 gcschktzten Hellig- keiten (beide IVerte gestrichen) niit einer mitt lercn Streuung von +01~15 ganz gut. Die iibrigen 2 2 mit Fernglascrn fokal und extrafokal gewonnenrn U‘erte zeigrn cine Streuung von omj7, ohne einen ausgesprochen systematischcn Gang crlccnnen zu lassen. So wurden einzclne bei Vollmond beobachtete Helligkeitrn etwa cine GroDenklassc zu I ~ l l oder zu scliwach bestimmt. Fiir die Ablcitung der Lichtkurvr kamen dahcr nur die restlichen 14 Beohachtungen mi t bloDcm Augc i n Betracht.

Besonders auffillig und auf den ersten Hlick fast unerklarlich crscheinen zunachst die iiberaus groflen Unterschiede in den Helligkeits-Systemen (vgl. Spalte : ,,Korr. des IIelligkeits-Systcms“ in der vorstehenden Tabelle), die auch in den Schatzungen mit bloJ3cm Auge auftreten und sclbst in den Er- gebnissen geiibter E;omcten-Beobacliter Betriigc bis zu 0?7 crreichrn. Die TJnterschiede sind wohl groBtenteils auf die Unfiihigkcit dcs menschlichen Auges zuruckzufiihren, fliichenhaftc Lichtquelltn mit punktformigen zu vergleichen. Die mcisten lkobachtcr helfen sich in solchcn Fallen rnit eincr extrafokalen Uetrachtung der Objekte, so clan niir E’lachcnlielligkeiten verglichen wcrden. Rei den Kometen tri t t jedoch als weitere Schwicrigkeit noch die ungleichmal3ige Helligkcitsverteilung innerhalb der leuch- tendenFlache hinzu, die in ihrer Mittc meistens cine kraftige Verdichtung oder sogar cinen sternartigen Kern aufweist. Hei einer cxtrafokalen Einstcllung wird nun der scheinbare Durchmesser des Kometen um den glcichen Hetrag vergroflert, den die cxtrafokalen Sternscheiben messen. Gleichzeitig nimmt dabci die Flachenhelligkeit der Verdichtung und damit auch der Gradient in der Helligkeitsverteilung ab. Es ist aber leicht cinzusehen, da0 man bei grofieren oder stark vcrdichteten Kometen schon sehr weit aus dem Fokus herausgelien mufl, um eincrseits cine einigcrmaWen gleichmaflig ausgeleuchtete E’lache zu erzielen und andererseits den relativen Groflenunterschied dcr zu vergleichcnden Fliichen herabzudrucken. Dies ist nur dann verhaltnismafiig leicht zu crreichen, wenn der lineare Durchmesser des Konietcnbildes im Fernrohr schr klein ist. Aus dieseni Grunde haben erfahrene Kometen-Beobachter wiederholt emp-

246 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Koineten

folilen, die IIelligkeits-Scliatzungen rnit den kleinsten Fernrohren vorzunehmen, die den Kometen gerade nocli gut erkcnnen lassen. Da man damit lediglich ein moglichst klehes Kometenbild anstrebt, kann sich dieser Vorschlag nur auf die Brennweite des Fernrohrs, jedoch keinesfalls auf die GroDe des Objek- tivs heziehen. Ein 30 mm-Opcrnglas I; = 9 cni wird in diesem Falle weit bessere Dienstc Icisten, als ein 30 mm-Prismenglas F = 18 cm. Am besten durfte sich fur diese Aufgabe cine Sammlung von mehrcren kurzbrennweitigen Fcrnrohren rnit Offnungsverhaltnissen von etwa I : 3 bis I : 5 und Objektiven von 30, 50, 80 mm Offnung oder ahnliche cignen. Erscheint der Komet bei scharfer Einstellung im Okular als ein winziger, aber heller Xebclfleck, so kann cr beim Herausgehen aus dcm Fokus leicht in cine liomogene Lichtscheibe verwandelt werden, die sich auch in ihrer Grofie kaum noch merklich von den extrafokalen Sternscheiben unterscheidet. Sehr oft reicht aber d a m die Helligkeit des Kometen nicht aus, besonders wenn es sich um grone und vemaschene Objekte handelt, fur die nach obigem Vorschlag nur die kleinsten optischen Hilfsmittel zur Anwendung kommen durften. In solchen Fallen kann man ein Verfahren benutzen, das im Prinzip drr etwas verponten AusloschlPhotometrie iihnelt. Es besteht darin, daR man sich soweit rnit dem Okular von der Rildebene entfernt, bis dcr schlecht begrenzte Licht- schimmer des extrafokalen Kometen unsichtbar wird. In dieser Grenzstellung 15Qt sich nun der Komet bei einiger llbung leicht an henachbarte Fixsterne von nahezu glcicher Helligkeit anschliefien, je nach- dem diese cntweder kurz vor ihm zum Verschwinden kommen oder etwas langer uber dem Himmels- untergmnd sichtbar bleiben. Dicse Unterschiede entsprechen dann den Helligkeitsintervallcn der Stufen- schatzung nach ARGELAXDER oder konnen darauf reduziert werden, da sich die Stufendifferenzen der Vergleichsterne hinterher durch fokale Beobachtung uberprufen lassen. Der groac Nachteil dieses Ver- fahrens besteht in einer starken Anfalligkeit gegen den P c R K I N JE-Effekt. Andererseits hat man aber bei der iibermanig starken Extrafokalstellung die Gcwahr, daI3 auch die auoersten, lichtschwachen Gebiete der Koma miterfafit werden und daR die Helligkeit des Himmelsuntergrunds bei Mondschein oder Dam- merungdas Kometen-und Vergleichsternlicht ingleicherweise bceintrachtigt , DievomVerfasserveroffent- lichten Kometenbeobachtangen sind samtlich nach diestm Verfahren gewonnen. Sie unterscheiden sich von den Ergebnissen anderer Beobachter zumeist durch ihre etwas grol3eren Helligkeitswerte. Verfahrt man in aller Strenge nach der gegebenen Vorschrift, so treten auch bei einem Wechsel der Fernrohre keine nachweisbaren Auffassungsunterschiede auf, so daD man ohne Bedenken auch mit groDeren und lichtstarken Instrumenten beobachten kann.

Bei der IJberwachung des Kometen 1942 g (WHIPPLE-FEIITKE) trat nun der seltene Fall ein, daR das Objekt monatelang fur das bloJ3e Auge sichtbar blieb. Dicse gunstige Gelegenheit benutzten viele Ueobachter, um Helligkeitsschatzungen ohnc optische Hilfsmittel vorzunehmen. Fur ein normalsichtiges Auge hot sich dcr Koniet als Kebelwolkchen von erheblicher GroDe dar. Im Februar 1943 erreichte der visuelle 1)urchmesser des Kopfes im Fernglas die VollmondgroI3e ; photograpliiscli war er sogar doppelt so groB. Unter diesen Umstanden war es vollig ausgeschlossen, bei der wechselnden Helligkeit des Him- nielsuntergrundes und der verschiedenen Durclisichtigkeit der Luft durch normales Vergleichen rnit dem freien Auge brauchbare Ergebnissc zu erzielen. Kur sofern der Heobachter uber die Fahigkeit verfugt, die Augen auch beim Sehen in die Ferne willkiirlich auf ,,nah" zu akkomodieren, kann in solchen Fallen direkt extrafokal beobachtet werden. Zur Uberprufung der Ergebnisse empfichlt es sich aber, nebenher auch das oben beschriebene Verfahren mit einem schwach vergrooernden Opernglase durchzufuhren. Die mitgeteilten eigenen Beobachtungen des Verfassres wurden wahrend der giinstigsten Sichtbarkeit des Kometen mit dem bloDen Auge angestellt, dessen willkiirliches Akkomodations-Vermogen meistens noch durch cine starke positive Kahbrille unterstutzt wurde. Daneben wurden aber fast immer Parallel- Beobachtungen mit einem 2 l/,fach vergrofiernden Opernglas von 27 mm Offnung und cinem 8fach ver- groI3ernden Nachtglase von 54 mm Offnung vorgcnommen.

Bei einer fokalen oder nur gering extrafokalen Beobachtung werden die auSeren Teile der Kebe1- hiille eincs derartig groncn Kometenkopfes nicht miterfafit. Es ist daher kein Wunder, wenn viele der veroffentlichten Beobachtungsreihen systematisch zu niedrige Helligkeiten aufweisen.

Die oben nahcr untersuclitcn 14 Keihen liefern fur den Zeitraum 1942 Dez. 15 bis 1943 Juni 5 insgcsamt 494 Helligkeitswerte, die cine recht sichere Festlegung der Lichtkurve ermoglichen. Eine gewisse Unsicherheit bleibt nur am Anfang der Kurve ini Abschnitt 1942 Dez. 15 bis 27 bestehen, fur den lediglich 4 ziemlich stark auseinanderfallende Heobachtungen vorhanden sind. Auch fur das in die Zeit dcs Januar- Vo'llmonds fallende erste Maximum 1943 Jan. 21.9 fehlen direkte Beobachtungen, so daI3 seine Lage und Hohe nur aus dem Verlauf des An- und Abstiegs bestimmt werden kann. Im ubrigen zeigt die Licht- kurve einen ziemlich unregelmdI3igen Aufbau mit zwei stark hervortretenden Maxima von fast gleicher Hohe 1943 Jan. 21.9 (3m70) und Febr. 24.6 (3m74) und einem dazwischen liegenden Minimum 1943 Febr. 9.0 (4m75). Da innerhalb der langen Beobachtungsdauer von nahezu 6 Monaten der Abstand des Kometen von der Sonne sich zwischen r .- 1.36 und 2.14 erheblich anderte, wurde trotz der Unregel- maBigkeiten der Versuch gemacht, den Grundverlauf fur die Entwicklung der Eigenstrahlung des Ko- meten aus deni Gesanitbild der Lichtkurve abzulciten. Zu diesem Zweck wurden aus 35 Helligkeiten, die in Abstanden von 5 zu 5 Tagen aus der Lichtkurve entnommen wurden und den entsprechenden Werten fur r und A Bedingungsgleichungcn von der Form: H , + 2.5 n2 log Y = nil - 5 log d auf-

M. BEYEK: Physisclie 13eobachtungcii von Kometcxi 247

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gestcllt, deren Auflosung nach dkr Methode der kleinsten Quadrate fiir die Grundhelligkeit in der Einlirit der Entfcrnungen Y = I, d = I den Wert H , :: 5%2 f 09'08 und fur den die Entwicklung der Eigen- stralilung mallgeblichen Exponentcn ?l2 = 2.93 & 0.16 ergab. Die crforderliclien Abstiinde Y und A wurden mit Ililfe der Elemente von M. B. PROTITCII (Beob. Zirk. Astron. Naclir. 25.15) gerechnet. In Anbetracht der starken UnregelmaRigkeiten habcn die M'erte fur H , und bestenfalls nur eine sta- tistische Hedeutung. I k r mit diesen Wcrtcn gerechnete ungestorte Helligkeitsverlauf ist als gerissene Kurve in Abb. 2 eingetragen. Eine darnnter gcgebene graphische Darstellung der Differenz dieser beiden Kurven (punktiert) sol1 den Vcrlauf und das Ausmall der sckundaren Helligkeitsschwankungen und Lichtaushriiche veranschaulichcn. Aus ihr lassen sich die folgenden Maxima und Minima ablesen:

- -. ~ -___.___.- - - . M i n i m a J I a s i i n a I

I o ~ ~ ! Gr, ~ Zwischen- z<iten

I Zwischen- 19.13 1 Gr. ze i t en I I I

Abb. -3. Komet WIIIPPLE-FEDTKE (1942 g) a) ausgezogene Kurve : Gzsamthclligkcit MI des Kopfes nacli 494 neobachtungen 1942 Drz. 1.5 bis 1943 Juni 5 , b) gerissene Kurvc : Gercchnctc Hclligkeitrn mR =5?22 + 5 log A + 2 . j - 2.93 log I, c) punktiertc Kurve : Unregclm%Digkeitcn in dcr Helligkeitscntwicklung (mt - ti^^).

K e r n Die Kernlielligkeiten konnten hier nur mit den seinerzeit allcin verfugbaren kleinen kurzbrenn-

weitigen Handfernrohren bestimmt wcrdcn. Sic beziehen sich infolgedessen nicht auf den ejgentlichen Kometenkern, sondern auf die in kleinenFernrohren als solchen erscheinende punkt-odcr scheibenformige Verdichtung und durften das gleiche Gebilde betreffen, das eingehend von L. GIALAX'ELLA photovisuell und photographisch uberwacht worden ist (3oBcobachtungen zwischen 1942 Dcz. 15 und 1943 April14, veroffentlicht in Beob. Zirk. Astron. Nachr. 25.16, 34, 39, 46 und 72). Die IIclligkeit dieser kcrnartigen Verdichtung wurde mit benachbarten Fixsternen bekannter GroBe verglichen und durch Stufenscliatzung bestimmt. Infolge der Schwicrigkeit cines Vergleichs des inmitten des hellsten Teils der Koma stehenden Kerns mit den uber dem dunklen Hinimelsuntergnind befindlichcn Sternen blcibt die Genauigkeit der Ergebnisse nur sehr gering. So treten in den Helligkeitsbeobachtungen des Verfassers von einem zum andcren Tage zuweilcn Helligkeitsspriinge von einer GrOOenklasse auf, die in diesem Umfange kaum reel1 sein durftcn, zumal da die photovisucllen Helligkciten von GIALAXELLA nur Spriinge his zu etwa om6 aufwcisen. Die graphische Ilarstellung der Kernhelligkeiten unterscheidet sich kaum wesentlich von der Kurve fur die Gesamthelligkeit des Kometenkopfes und zeigt damit deuthch an, daB der Anteil

248 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen

des reflektierten Sonnenlichts an der Kernscheibenhelligkeit von nur untergeordneter Bedeutung sein kann.

Gber das Aussehcn und Verhalteii des innerhalb der hier beobachteten Kernscheibe befindlichen eigentlichen Kerns und dcssen zeitweilige Aufspaltung sind nahere Rlitteilungen von E. GRECOK, E. MAD- LOW, R . SOMMER, K. WALTER und A. WEBER (Reob. Zirk. Astron. Xachr. 25. 10, 16, 33, 34, 35, 36, 49 und Astron. Xachr. 274.128) veroffentlicht worden, auf die hier venviesen sei.

K o m a Eine zusammenfassende Bearbeitung aller veroffentlichten Beobachtungen des Durchmessers dcr

Koma ist nicht moglich, da die subjektivcn Auffassungsunterschiede von der Ausdehnung dieser ohnct scharfere Grenzen in den Himmelsuntcrgrund verlaufenden Kcbelmasse auBerordentlich groR und in hohem MaSe von der Durchsichtigkeit der Luft und Aufhellungen des Himmels abhiingig sind. Die einzig brauchbare Zlethode, um Beziehungen zwischen den GrijSenverhaltnissen der Koma und Ein- flussen solaren Ursprungs zu untersuchcn, besteht wohl in dcm von P. AHSERT in Z. Astrophys. 22.297 ff. (1943) beschriebenen Verfahren. AHXERT man mit Hilfe eines Okularmikrometers auf 49 verfugbaren Ernostarplatten (105 mm-Objektiv, 17 = 24 cm) den Durchmesser der gut ausgcschwarzten inneren Koma und konnte aus den Ergebnissen eine auffallend gute ubereinstimmung zwischen dem Gang der Sonnenflecken-Relativzahlen und dem Koma-Durchmcsser feststellen. Diese Zusammenhiingc sind in- dessen nur fur die innere Koma nachgtwiesen, die cinen verhaltnismaflig kleinen Teil des Konietcnkopfcs umfaI3t. So gibt AHXERT sclber z. R. fur 1943 Febr. 25 den Gesamtdurchmesser der Koma mit 84', den- jenigen des untersuchten inneren Tcils init nur 1815 an. Die visuellen Reobachtungen sind wegen ihrer starkcn Anfalligkcit gegen Dunst oder geringe Aufhellungcn des Himmels durch Mondschein, Dammerung oder Xordlicht gegenuber den photographischcn Ergehnisscn, so unterlegen, dan sic in diesem Piinktc keine zusatzlichen Reitrage zu liefern vermogen.

Dic in der obigen Tabelle aufgefuhrten Durchmesser-Beobachtungen des Verfasscrs bczielien sicli auf die aul3ersten Grenzen der visuellen Wahrnehmbarkeit. Sie stimmen leidlich gut mit den hochsten, jeweils bestimniten visuellen Werten anderer Beobachter (E. BUCHAR, C. KEDTKE, E. LORETA, A. MODEL) uberein und sind im Mittel rund doppelt so grol3 wie die von. P AHSEKT gemessenen Durchmesser der inneren Koma. Von Anfang April ah nimmt der visuelle Durchmesser dcs Konietenkopfes wescntlich langsamer ab, als es photographisch fur die innere Koma festgestellt wurde. So warder visuell bestimmte Gesamtdurchmesser Anfang Mai et wa fiinfmal groI3er als die innere Koma. Die sekundaren Schwan- kungen verlaufen im ubrigen aber in der gleichen Wcise wie diejcnigcn des inneren Teils.

S c h w e i f Bei der Entdeckung des Kometen, 1942 Dez. 8.2, wurde visuell zungchst kein Schweifansatz be-

merkt. Dagegcn war auf ciner photographischen Plattc von 1942 Dcz. 11 nach J. CLASSEX (Beob. Zirk. Astron. h'achr. 25. 17) schon ein 1'?8 langcr zweitciliger Schweif vorhanden. Dieser konnte yon Anfang Januar ab dann auch visuell beobachtet wcrden. Im Laufe des Monats Januar zeigte der Schweif keine besondere Entwicklung. Wahrend seine Lange auf photographischen Aufnalimen von 'AHNEHT, I-IOFF- MEiSTER und CLASSEX ziemlich gleichbleibend zu etwa 6" gemessen wurdc, betrug sie visuell bis 1943 Jan. 19 etwas weniger als I O und stieg dann gegen Ende des Monats auf etwa 1?5 an . Eine kraftigere Entwicklung sctzte erst nach dem Durchlaufen des Perihels (1943 Febr. 6) ein. Mit dem Helligkeits- ausbruch in der letzten Fcbruanvoche wuchsen sowohl die Helligkeit als auch die Lange des Schweifs betrachtlich an. Seine groRte Ausdehnung wurde von P. AIINERT auf Sonneberger Ernostaraufnahmen 1943 Febr. 24.8 mit 15" und Wirz 3.9 mit 1G?3 gemessen. Visuell blieb dcr Schweif cin rccht zartes und unauffalliges Gebildc. A. MODEL glaubte ihn zur Zeit seiner hochsten Entwicklung in einer Lange on 8% verfolgen zu konnen. Die ubrigen Beobachter sahen ihn um diescZeit bestenfallsg bis6" lang. Nach diesem, dem zweiten Maximum der Gesamthelligkeit des Kometcn entsprechenden Hohepunkt klang die Erscheinung im Laufe des Monats Mar, langsam und stetig ab. Mehrere Aufnahmen 1943 April 3.0 und 4.0 zeigen noch einen 6" langen Schweifstrahl. Visuell war jedoch von diesem Gebilde nichts mehr zu erkennen. Nach den Beobachtungen des Verfassers trat um diese Zeit nur noch ein breiter Facher aus der Koma heraus, desscn hellste Strahlcn noch bis Anfang Mai 0:5 biso% weitverfolgt werdenkonn- ten. Diese Biindcl verlicfen aber in stark abwcichenden Richtungen und konnen deshalb keinesfalls mit dem photographisch erfaI3tcn Hauptstrahl identifiziert werden.

Eine Zusammenstcllung aller in 2. Astrophys. 22, Astron. h'achr. 274 und in Beob. Zirk. Astron. Nachr. 25 veroffentlichten Schweifbeobachtmgen ergibt den eigenartigen Befund, da13 zwischen den photographischen Bildcrn und den visuell erfaI3baren Schweifstrahlen merkliche Unterschiede bestehen. FaBt man die von den verschiedenen Beobachtern gemessenen Positionswinkel der Schweifstrahlen zu einer graphischen Darstellung zusammen, so erscheinen die visuell erhaltenen Wertc systematisch gcgen die photographischen im Sinne cines noch etwas grofieren Zuruckbleibens gegcn den verlangerten Ra- diusvcktor verschoben. Da in den Angaben der verschiedenen Beobachter meistens keine Mitteilungen daruber gegeben sind, ob die gemessenen' Positionswinkel sich auf den mitt h e n Gesamtverbduf des

M. REYER : Physische Beobachtungen von ICometen 249

zcitweilig gekriimniten oder ctwas geknickten Hauptschweifs odcr auf die Richtung des aus der Koma austretenden , ,primarm" Strahls in Kopfnalie hcziclien, konnten dadurcli systtmatische Ahweichungen vorgctauscht sein, die aber gerade im cntgcgengesetztcn Sinnc auftretcn miinten. )Vie schon oben naher dargelegt, wmrde visuell nur cin kleincr 13ruchtcil der photograyhisch nachwcisbaren Schweif- lhnge wahrgenommen, so daI3 init dicscn Beohaclitungcn im \vesentlichen nur dic in Kopfnalie befindlichen Strahlen crfaI3t werdcn konnten. Gcriaue Positionswinkcl dieser , ,primarm" Strahlen aus photo- graphisclien Aufnahmen sind von C. HOFFMMEISTER und P. AHsEKT in Z. Astrophys. 22.280 und 303 (1943) vcr6ffcntlicht worden. Ein Vcrgleich dicser L\'crtc rnit den von E. RUCHAR, C. FEUTKE, G. B. LACCHISI, A. MODEL, A. \VEBEK und 31. BEYER visuell gemessmcn Positionswinkcln crgibt das fol- gende Rild:

I ' o s i t i o n s ~ v i 1 1 1 ; c l t l c s 11a i i p t s c l i \ v c i f s i n K o p f r l S h ( . ..

19.13

Dcr systcinatische C'nterschied zwisc1ic.n d t ~ i visiicllen und photograpliisclien Ergebnis~,en t rit t auch in dicser Zusammenstcllung klnr hcrvor.

Xebcn dem im allgemeincn gut dcfinicrtcn IIauptschwcif zeigic der Komct cincn etwa 40 his 70" iiberspannenden diffuser1 Ausstrahlungsfachcr, aus dcm zeitwcilig Nebcnschwcife yon crheblich gc- ringerer Helligkeit und Langc Iicrvorzutretcn schicnen. Hei diecen Schcnschwcifen hnndelt es sich weniger um gut abgegrenztc Schwcifstrah1en als um radialc Hiindel innerhalb dcs FAchers, die infolgc ihrcr groI3eren Helligkeit weitcr nach aulJcn zii verfolgeii waren. Untcr den von den verschiedenen Heobachtern bestimmtcn Positionswinkcln konncn sic11 einigc nur auf diese Hiindcl bcziehcn, die an sehr vcrschiedcnen Stellen dcs Fachers auftratcn und h i langereni 13cstehcn ein lcbhaftes I'endeln erkcnncn lienen. Iler Positionswinkel cines vom Verfasser in dcr Zeit 1913 K r z 3bis 14 beobachtetrn Nebenschweifs stieg innerhalb von7 Tagcn von 231" auf 262' an, uni anschlicl3end im Vcrlaut' von nur 4 Tagen auf den Ausgangswcrt zuriickzufallcn. Dic Lage des Ausstrahlungsfac1;crs sclieint sich ~ $ 1 1 - rend der ganzen Heobachtungszeit nur wenig geandert zu liabcn. Aucli cr zcigt innerhalh gcwisser Gren- zen ein langsames Pendcln, das offc:isiclitlicli rnit den Sch~vankungcn dcr Scbtnstralilen cng verknupft ist. Dcr Hauptschweif scheint dagcg.cn ein d l i g sclbstandigcs Gebilde zu sein, dAs mi! scincr hohcn photographischen, aber sehr gcringen visuellen Hclligkeit keine Reziehungen zu den iibrigen Ausstrahlungcn aufweist . IXes zeigt sich brsondcrs am SchlulJ des Rcobaclitiingsab~clinitts. Danacli wurde er visuell zulctzt 1943 Marz 15.8 in oincr Lange \.on 1'3 im I>.-]\:. 195" am Siidrand dcs Ausstrahlungsf~chcrs gesehcn. Photographisch konnte er von C. HOFFMEISTER nocli bis 1943 Mai 3.9 in der K i h e dcs verlangerten Kadiusvektor nachgcwiesen wwden. Eine visuellc Scliweifbcobaclitung \-on A. WEBEK 1943 April 5.8 (Astron. Nachr. 274.128) bezicht sich mit dem Positionswinkel \on 220" sichcrlich auf die I k l - ligkeitsachse dcs Fachers. Auch dic spatcrcn Beobachtungen tlcs Verfassers bis 1943 Mai S.g rnit Schwcif- Iangen bis zu I" geben die Positionswinkcl der grolltcn Hclligkeit im Strahlungsfacher und haben nichts rnit dem von C. HOFFMEISTER photograpbierten, weit auBerhalb des Fachcrs licgenden Hauptschweif zu tun.

Gbcr die Beziehungen dcr Lage dcs Hauptschwcifs zuin vcrlangertcn Radiusvektor, insbesondere iibcr das eigentiimliche Zuruckblcibeii im Sinne dcr Bahnhewcgung des Komcten sind nPherc Unter- suchungen von C. HOFFMEISTER (Z. Rstrophys. 22.265) und P. AIISEKT (2. Astrophys. 22.303) angestellt worden. Auf diese Verdffentlichungen, in dencn auch Gescliwindigkeits-Mti~ssnngeii der Matcrie innerhalb des Schweifs sowic cine Hypothese iiber dic Entstehung der Abwcichung des Schwcifs vom Radiusvektor wiedergegeben sind, sei hicr besonders wrwiescn.

K o m e t v .4 s (; I< N T - 1) A I M A C A - 1' E L T I E H (1943 f ) Der 1943 Dez. 16 von DAIMACA in Rukarcst und am folgendcn Tage unabhangig von L. C. YELTIER

in Delphos (Ohio, U. S. A.) aufgefundenc Komet erwics sich als identiscli mit dem schon 1943 Nov. 27.9

250 AT. BEYEK: l'hysisclic Beobachtungen von Konicten

von H. VAS GENT in Johannesburg (Sudafrika) entdeckten Kometen 1943 f . Bei seiner Mitte Dezember erfolgten Wiederauffindung befand sich das Objekt in Erdnahe, konnte aber infolge seiner rucklaufigen Bewegung und der groRen schcinbaren Gcschwindigkeit nur 4 Wochen hindurch verfolgt werden. Zu Beginn diescr Zeit hatte der Komet das Ausschen eines runden, stark vcrwaschenen Nebcls von etwa 6' Durchmesser, dessen Mitte zwar eine schwache Verdichtung, aber keinen sternartigen Kern erkennen l i d . Die Gesamthclligkeit betrug nacli C. FEDTKE (Beob. Zirk. Astron. Nachr. 26.1) 1943 J k z . 21.7 ctwa 61'7, nahm aber sehr rascli ab und hatte 17 Tage spater bereits die 9. GroBe unterschritten. 1944 Jan. 14.7 war das Objekt auf einer Platte dcs Bukarestcr 160 mm-ZeiB-Astrographen F = 80 cm nur noch schwierig zu messen (C. POPOVICI in 13cob. Zirk. Astron. Nachr. 26.9). Der in die Zeit der gunstig- sten Sichtbarkeit fallende Vollmond behindcrte die Beobachtung sehr stark, so dalj nur einzelne und wenig zuverlassige HelligkeitsschPtzungen erhaltcn werden konnten.

V e r g l e i c h s t e r n e - . . . ..___i.____.._.-

BD-Xr, , Gr. (Harv.) Gr. (Harv.)

. . -- __ 1943.-44 W.-Z.

Dez. 26.722

31 .701 Jan. j . 7 0 j

A n r n . : I .

30.736

Schwach verdich

- - Instr

K K K I<

~- Anm. Bern.

2 ' cd 3 1 k.M, 3 I k , M ,

bei starkercr .L'6'VYG'U"6 A"& \IU I . L . . I - Y L I Y - I G . I 1 1 I ~ , 1 , 1 I l l G . 1 1 C L.nG....YYI Y...L -.L".1.-1 I- I... 1-11-1 ... I 1" , ------ --I..-.-. -. . _-....-.-- blitzt zcitwcilig ein schwacher Kern - I o m auf. -- 3. l m .Mondschein sehr mat t .

Mit Ausnahmc yon drei gcngherten Wertcn von C. FEDTKE (Beob. Zirk. Astron. Kachr. 26. I u. 6) sind sonst kcine brauchbarcn Helligkeitsangaben bekannt geworden. Somit stchen insgesamt nur sieben Beobachtungen fur den kurzen Zeitabschnitt 1943 Dcz. 21 bis 1944 Jan. 5 zur Verfugung. Rcduziert man diese unter Zugrundelegung des r 2 A2 = Gesetzes auf die einheitlichen Entfcrnungen r = I und d = I, so ergibt sich die gcnahertc Grundhelligkeit If,, = 9411:. Die Ahweichungen der Einzelbeob- achtungen sind jedoch sehr erheblich und betragen im Mittel &- om4G.

Hamburg-Bergedorf, 1945 I k z . 16.

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Physische Beobachtungen von Kometen. VI