Physische Beobachtungen von Kometen. VII

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Physische Beobachtungen von Kometen. VII ( M i t t e i l u n g e n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e i n B e r g e d o r f Kr. 72)

Von M. BEYER, Hamburg-Bergedorf Mit 3 Abbildungen. (Eingegangen 1950 Januar 7)

Der v.)rlic,oende Bxicht setzt eine seit 1933 laufende Serie von Vkroffentlichungen uber physische Beobach- tungen von Korneten fort und schlieUt an Astron. Nachr. 275.237 (1947). Mitteilungen der Hamburger Sternwarte Nr. 61, an. Er urnfaBt die Beobachtungen von 15 Kometen aus dcrn Zeitabschnitt 1946 Juni bis 1949 April, die in der gleichen Weise rnitgeteilt und diskutiert werden wie bislier. Das Hauptgewicht ist wieder auf eine rntiglichst genaue Bestirn- mung der Gesarnthelligkeiten gelegt, urn die Heziehungen zwischen der Helligkeitsentwicklung und dern Sonnenabstand dereinzelneii Korneten ableiten und vergleiclien zu konnen. %u dicsern Zwcck sind die auf die Einheit der Abstande I und A des Kometen von der Sonne bzw. von der Erde bezogenen Norrnallielligkciten H , und die den Helligkeitsverlauf bestirnrnenden Expmenten n2 des Smnenabstandes I fur die verschiedenen Kometen aus den Reobachtungen abgeleitet. Da das vorn Vcrfasser Ixnutzte Bs2bachtungsverfahrenfast stets groDere Helligkeiten liefert, als sic die sonst ilblichcn Methoden crgeben, sind zum Vergleicli auch Gesamthelligkeiten von Kugelhaufen und Spiralnebeln auf die- selbc Weise beobachtct worden. Diese Ergebnisse stimmen recht gut rnit dcn neuesten photovisuellen Messungen iiberein, so daO kein Anla8 zur Anderung des H3ol>achtungsverfahrens oder zu einer Korrektion der damit gewonnenen GrtiBen besteht. Neben Messungen und Schatzungen der Kernhelligkeiten und des jeweiligen Durchmessers der Kornaist auch der Schw-ifcntwicklung besondere Beachtung gcschenkt. In Einzelfallen sind Beziehungen zwischen dern Sonnenabstand des Korneten und der Ablenkung seines Scliweifs von der Riclitung des Strahlungsdrucks der Sonne festgestellt. \'on den beiden Korneten BESTER (1947k) und IIOSDA-RERNASCONI (1948g) wurden auch mehrere Objektivprisrnen-Spektro- grarnme erhalten. Zurn SchluU wird auf Grund qleichzeitiger Beobachtungen von melireren Korneten das Bestehen von Bzziehungen zwischen der Smnentitigkeit und sekundaren Schwankungen der Kornetenhelligkeit eindeutig nachge- wiesen. Bestirnrnt man fur dieeinzelnen Kometen unter Berucksichtigung ihrer heliozentrischen Lage die fur sie gultigen Kurven der Smnenflecken-Relativzahlcn. so zeigen diese eine auffallende Parallelitat rnit den sehr unregelmal3igen und oft rascli verlaufcnden Iklligkeitsschwankungen der Korneten. Da auch in groDeren Sonnenabstinden weder Ver- zogerungen dieser Erscheinungen noch L'eranderungen ihrer Arnplituden erkennbar sind, kann es sich nur urn reine Strahluiigseffekte handeln. Als Quellen dieser Strahlung kornrnen die groDeren Tatigkeitshcrde auf der Sonnenober- flache in Betracht, wobei jedoch nicht allein die zentralen, sondern in geringerem Umfange auch die in den Randge- bieten der Sonnenscheibe liegenden Storungsfelder wirksam sind.

Die im Jahre 1932 begonncnc planmaI3ige Vberwachung aller mit den jeweils veriiigbaren op- tischen Ililfsmitteln erreichbaren Koineten erlitt von 1944 September bis 1946 Mai infolge der Kriegs- verhaltnisse eine fast zweijzhrige Untcr-brechung. Erst im Juni 1946 konnte sie auf der Hamburger Sternwarte in Bergedorf erneut in Angr-iff genommen und seitdem wicder regelmaJ3ig foI tgefuhrt werden. Mit diesenBeobachtungen sollen die ziir Zeit noch fehlenden Grundlagen fur statistische Unter- suchungen der seltsamen und schwer zii deutenden Entwicklungserscheinungen der Kometen zusammen- getragen werden. Sie beziehen sich d e s h a h fast aussclilieBlich auf die physisclie Beschaffenlieit dieser Himmclskorper, insbesondere auf eine mijglichst genaue Bestimmung der jewciligen Gesamthelligkeit ihres Kopfes. Daneben werden aber auch Reobachtungen der GrijBc, Gestalt und Verdichtung der Koma, photometrische Messungen der Kcrnhelligkcit, Bestimmungen der Form, Lange und Kichtung des Schweifs und in besonders gunstigen Fallen auch spektrale Untersuchungen vorgenommen.

Als Ziel der Arbeit schwebt dem Verfasser die Beantwortung der Frage vor, wie weit die oft be- haupteten, bislang aber mehr vermuteten als bewiesenen Zusammenhange zwischen Sonneneruptionen und Helligkeitsausbriichen der Kometen in den Beobachtungen nachzuweisen sind. Im ubrigen durften auch wertvolle Aufschlusse uber vermutete Bezieliungen zwischen der auBeren Gestalt und der Ke- aktionsfahigkeit der Kometen, uber Eigentiimlichkeiten ihrer Kerne sowie auch uber die Gestalt und Kichtung der Schweife zu erwarten sein.

Fur die Beobachtung standen ncben den bereits in fruheren Arbeiten erwiihnten kurzbrennwei- tigen Handfernrohren von 2.7 bis 10 cm Offnung, das 26 cm-&quatorial (/ = 305 cin; Vergr. 7ofach) und von 1948 Dezcniber his 1949 April auch dcr 60 cm-Kefraktor (/ = c)oo cm; Vergr. zo5fach) zur Ver- fiigung. Fur spektrale Untersuchungcn von helleren Kometen wurde im Herbst 1947 eine Objektiv- prismenkamera mit einem 50" Flintglas-Prisma von y mm Offnung in Verbindung mit einem Petzval- Objektiv von 35 cm Brennweite in der Werkstatt der Sternwarte gebaut und am 26 cm-Aquatorial montiert. Die nunmehr verfugbaren g r o h e n Fernrohre bieten den gewaltigen Vorteil, daD die helleren Kometen wahrend einer sehr vie1 Iangeren Zeit als friiher und damit auf einer wesentlich grcl3eren Strecke ihrer Bahn verfolgt werden konnen. Die von Fa11 zu Fall sehr verschiedene Abhangigkeit ihrer Helligkeitsentwicklung von den Anderungen ihres Sonnenabstandes laDt sich somit erheblich sicherer bestinimen. Dariiber hinaus sind rnit den groI3en I'ernrohren auch die zahlreichen lichtschwachcn Ko- meten erreichbar, so daU zeitweilig zwei oder drei Objekte in der gleichen Nacht zu beobachten waren. \Venn die Sonnentiitigkeit wirklich eiiien EinfluL) auf das Leuchten der Kometen ausubt, so war zu hof-

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fen, daO groBere Eruptionen oder sonstige Steigerungen der. Aktivitat bei allen Kometen ahnliche Aus- wirkungen erkcnnen lasscn, sofern sic nicht in allzu verschiedenen Richtungen von der Sonne stehen. Diese Erwartungen haben sich, wie am SchluB dieser Arbeit naher dargelegt wird, in vollem Umfange erfullt und damit erstmalig zu eincm eindeutigcn Sachwcis der vermuteten Beziehungen gefuhrt.

Die vorliegende Arbeit ist die I'ortsetzung des im Jahre 1947 in Astron Kachr. 275.237 veroffentlichten Berichts ,,Physische Beobichtungen von Kometen. VI". Sie cnthalt die Heobachtungscrgeb- nisse fur die folgenden 15 Kometen des Zeitabschnitts 1946 Juni 2 bis 1949 Mai I.

Komet PAJDUSAKOVA ROTBART-WERER (1946d) 12 Beob. 1946 Juni 2 - Juni 21 Komet JONES (194611) . . . . . . . . . . . 14 ,, 1946 Aprilzcj-. Mai31 Komet RESTER ( 1946k) . . . . . . . . . . . 23 ,, 1947 Jan. 16 -- Okt. 19 Komet GRIGG-SKJELLERUP (1947a) . . . . . . 5 ,, 1947 Mai 18 -- Mai27 Komet BEEVAR (1947~) . . . . . . . . . . . 7 ,, 1947 April 18- April 26 Komet ESCKE (1947i) . . . . .' . . . . . . 20 ,, 1947 Sept.12.- Okt. 30 Komet REINMUTH (1g47j) . . . . . . . . . . 19 ,, 1947 Sept.15- Kov. 19 Komet B ESTER (I 947 k) . . . . , . . . . . . 52 ,, 1948 Marzrg- Jun i r z Komct MRKOS (1948a) . . . . . . . . . . . 10 ,, 1948 N a r z q - April 16 Komet PAJDUSAKOVA-MRKOS (1948d) . . . . 132 ,, 1948 Marz24- 1949 Marz I Komet HONDA-RERBASCOSI (1948g) . . . . . 36 ,, 1948 Junixo-- Aug. 24 Komet ASHBROOK-JACKSOS (1948i) . . . . . 26 ,, 1948 Scpt. 7 - 1949 Jan. 2 Komet 1948 1 . . . . , . . . . . . . . . . 26 ,, 1949 Jan.21 - April I Komet BESTER (1 948 m) . . . . . . . . . . 7 ,, 1949 Jan. 30- Febr. 23 Komet SCEIWASSMANN-WACHMANN I (192511) . 55 ,, 1948 Jan. 18 - 1949 Mai I.

Die Reobachtung geschah in der folgendcn Weise. Nach der Aufsuchung des Objekts wurde zunachst cine rohe Ortsbestimmung vorgenommen, um die Identitat zu sichern und gleichzeitig eine Grund- lage fur die bei der Bearbeitung erforderlichen Korrektionen wegen Extinktion usw. zu gewinnen. Da- nach wurde der Durchmesser der Koma mit den Abstanden von benachbartcn schwachen Sternen verglichen und ihre Gestalt sowie die Lage und der Grad der Verdichtung bestimmt. Falls ein Schweif oder cine facherfarmige Ausstrahlung der Koma zu erkennen war, wurde die Kichtung und Struktur dieser Gebilde in eine Sternkarte groDeren MaBstahes eingetragen. Die daraus gcmessenen Positionswinkel der Helligkeitsachsen oder Regrenzungcn wurden spater wegen Prazcssion korrigiert. Die Schatzung der Gsamthelligkeit der einzelncn Kometen wurde in der bisher ublichen Weise durchgefuhrt (vgl. Astron. Kachr. 250.233, 262.217 und 275.246). Die Grundc fur die Bcibehaltung dieses etwas muh- samen, aber nach einiger Ubung durchaus nicht schwierigen Reobichtungsverfahrens sind gelegentlich einer Untersrichung der Helligkeitsschatzungen, dic rq'verschiedenc Beobachter vom Kometen M'HIPPLE- FEDTKE (1942.g) crha.lten hatten, im letzten Rericht in Astron. Nachr. 275.243-246 (1947) dargclegt worden. Diese xethode durfte die einzige Moglichkeit bieten, auch die auBeren, der direkten Reobach- tung unzuganglichen Tcilc der Koinx in die Gsimthelligkeit einzubeziehen. Es ist daher nicht weiter verwunderlich, wcnn auf diese \+'eke gr6Bere Helligkeiten als bei dcin zumeist vorgenommenen Vcr- gleich des Kometen mit extrafokalen Sternschcibchen erhaltcn werden. Ein nicht zu unterschatzender Vorteil des Verfahrens liegt in dem geringen EinfluB, den Aufhellungen des Himmels durch Dammerung, Mondschein oder Nordlicht sowic atmosyharische Trubungen oder die wechselnde Struktur des Ko- metenkopfes auf die Ergebnisse haben. Hcim Kometen WIIIPPLE-FEDTKE (194zg) wcichen die IIcllig- keiten aller anderen Reobachter systematisch um + OYI bis + oY7 (im Mittel um + 0m38) von den Ergebnissen des Verfassers ab. Ahnliche Untcrschiede im Sinne zu groOer Helligkeiten zeigcn alle Be- obichtungsreihcn von Kometen, die seit 1932 nach dieser Methode erhalten wurden. Besonders auffallig treten diese Abweichungen bei den groaen, wenig vcrdichteten und verwascheiien Kometen mit geringcr Flachenhelligkeit hervor.

Angesichts dieser Tatsache erhebt sich die Frage, ob das hier geubte Verfali.ren wirklich bcsscre Werte zu liefern vermag und wie weit diesevon direkten photovisuellen oder lichtelektrischen Messungcn ab;veichen. Eine Beantwortung dieser Frage war bislier kaum mdglich, da vergleichbare photovisuelle Messungen der Gesamthelligkeiten von Kometen zur Zeit noch nicht vorlicgcn. Offcnbar berritet dcr AnschluB von Nebeln an Sterne auch bei denobjektiven Beobachtungsmethoden erhebliche Schwierig- keiten. Da auf diesem Wege kcine Aufschlusse iiber die systcmatischen Fehler der liier erhaltenen Bcob- achtungen zu erzielen waren, wurden in den Jahrcn 1942-44 eigens zu diesem Zwecke Helligkeits- schatzungen von Sternhaufen und Nebeln mit den verschiedensten Instrumenten und unter allen vor- kommcndcn Beobachtungsbedingungen vorgenommen. Im Verlauf dieser Arbeit , die walirend meincs Einsatzes bei der Wehrmacht nur mit Handfernrohren von 50 und 100 mm Objektivoffnung, Fcld- stechern.und Rrillen durchgefuhrt wcrden konnte, wurde die Gesamthelligkeit von 78 Sternhaufen und Nebeln, unter denen sich auch schr ausgedehntc und lielle Gebilde, wie die Plejaden, der Andromeda- Nebel, der Orion-Nebel und andere befinden, mijglichst oft geschatzt und die erhaltencn GrijDcn au i das internationde photovisuelle System rcduziert. Zunachst liefcrtcn die Einzelbeobachtungen ein vortreffliches Material zur Untersuchung der durcli die wechselnden Heobachtungsbcdingungen hcr-

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vorgerufenen systematischen Fehler, die in allen Faillen innerhalb so enger Grenzen blieben, daB sie praktisch vernachlassigt werden diirfen. Das gilt indessen nur, wenn die Farbe der Vergleichsterne mit derjenigen des zu messenden Objekts ubereinstimmt. Dariiber hinaus war zu hoffen, daI3 in kurzer Zeit gute photovisuelle Helligkeiten fur Sternhaufen und Nebel eine Koritrolle des photometrischen Null- punkts meiner Kometenbeobachtungen ermdglichen wiirden. Leider hat sich diese Erwartung bislang in nur sehr geringem Umfange erfiillt. Fur die als Vergleiclisobjekte besonders gut geeigneten Kugel- haufen liegen zwar seit langerer Zeit zwei Verzeichnisse von photographischen Gesamthelligkeiten vor, die 1933 von A. N. VYSSOTSKY und E. T. R. WILLIAMS in Astrophys. J. 77.304 und I940 von W. H. CHRISTIE in Astrophys. J. 91.8 = hlt . \\.’ikon Contr. Nr. 620 veroffentlicht sind. Beide Reihen sind auf das internationale photographische System reduziert. Trotzdem weichen die Ergebnisse im Mittel systematisch um 0?3 voneinander ab. Die neben dieser Nullpunktsdifferenz bestehenden Unterschiede der Einzclergebnisse sind z. T. sehr erheblicli. Da VYSSOTSKY und WILLIAMS iiir die von ihnen unter- suchten Kugelhaufen auch Farbenindizes initteilen, lassen sich die photographischen Helligkeiten in pliotovisuelle verwandeln. Hierfur wurden die neueren, rnit einer Schraffierkassette erhaltenen photographischen Ergebnisse von 14’. H. CHRISTIE herangezogen, die nach Anbringung der Farbenindizes die in der 6. Spalte der folgenden Tabelle zusammengestellten photovisuellen GriiBen liefern. Die in der letzten Spalte aufgefiihrten Differenzen zwischen den geschstzten und gemessenen M’erten zeigen, dal3 die hier beobichteten Gesirntlielligkeiten mit durchschnittlichen Ahweichungen von f oF18 im Mittel um o?og zu hell herauskomrnen. In Anbetracht der geringen Zahl der verglichenen Objekte und der riocli b-stehenden Unsicherheit des Nullpunkts erschien es mir jedoch ratsam, weitere Untersuchungen abzuwarten. Neuerdings hat nun E. HOLMBERG irn Rahmen eines gron angelegten Progra,mms auch photovisuelle Gesamthelligkeiten von zahlreichen extragalaktischen Nebeln bestimmt, die sich gleich- falls auf das internation;lle photometrische System be7iehen und einen hohen Grad von Genauigkeit verbiirgen. Herr Prof. HOLMBERG war wahi-end seines diesjahrigenBesuches in Bergedorf so liebens- wiirdig, inir einige seiner ncch nnveroffentlichtenErgebnisse bekannt zu gehen, wofiir ihm auch an dieser Stelle bestens gedankt sei. Diese in der unteren Hglfte der 6. Spalte unserer Tabelle niitgeteilten Hellig- keiten stimmen mit Ausnahme des iiir den grol3en Andromeda-Nebel M 31 gefundenen Werts iiberraschend gut mit den von mil- erhaltenen Sch3tzungen iiberein. Da.s Herausfallen der Helligkeit fur den ilndromeda-Nebel erkliirt sich aber ohne weiteres aus seiner Gr6De, die nach neueren Untersuchungen eine FlSche von 4 3 x 3% einnimiiit und mit subjektiven hlethoden in ihrer Gesamtheit nicht zu erfassen ist.

V e r g l e i c h v o n p h o t o m e t r i s c h e n u n d g e s c h a ‘ t z t e n G e s a m t h e 1 1 i g k e i t e n

I

Kugelhaufen 1.1 3 I , RI 13 8 ) 3.1 92 , > 31 15 > > n1 2

Spiralnebel M 31 I , M 33

IVI 81 I , 11 82 1 , IVI 51

I ,

-____ Objckt I Bez. I NGC 1 Fi I 1 Gr pv . I Schatzung vis’ I Schatzung - Rlessung

m m rn m rn 6.29

6341 7.30 -1-0.56 6.74 6.66 7073 7.33 i-0.76: 6.57: 6.64 70% 7.30 to .79 6.51 6.69

3.5 3.97

Mittel- -0.08 i0 .07:

+0.47 4 . 0 1

z:a: +0. !8 I \Vert

I ” 5272 7.21 1 +0.56 6.65 6205 6.78 +0.68 6.10 5.82

+O.04: i0 .16 - I 224 - 5.8: 5.84 - - 7. I 7.11 +o.or - - 8.4 8.27 -0.13 - - 8.03*) 8.06 +0.03

- 598

;:;: I 5194

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vorgerufenen systematischen Fehler, die in allen Faillen innerhalb so enger Grenzen blieben, daB sie praktisch vernachlassigt werden diirfen. Das gilt indessen nur, wenn die Farbe der Vergleichsterne mit derjenigen des zu messenden Objekts ubereinstimmt. Dariiber hinaus war zu hoffen, daI3 in kurzer Zeit gute photovisuelle Helligkeiten fur Sternhaufen und Nebel eine Koritrolle des photometrischen Null- punkts meiner Kometenbeobachtungen ermdglichen wiirden. Leider hat sich diese Erwartung bislang in nur sehr geringem Umfange erfiillt. Fur die als Vergleiclisobjekte besonders gut geeigneten Kugel- haufen liegen zwar seit langerer Zeit zwei Verzeichnisse von photographischen Gesamthelligkeiten vor, die 1933 von A. N. VYSSOTSKY und E. T. R. WILLIAMS in Astrophys. J. 77.304 und I940 von W. H. CHRISTIE in Astrophys. J. 91.8 = hlt . \\.’ikon Contr. Nr. 620 veroffentlicht sind. Beide Reihen sind auf das internationale photographische System reduziert. Trotzdem weichen die Ergebnisse im Mittel systematisch um 0?3 voneinander ab. Die neben dieser Nullpunktsdifferenz bestehenden Unterschiede der Einzclergebnisse sind z. T. sehr erheblicli. Da VYSSOTSKY und WILLIAMS iiir die von ihnen unter- suchten Kugelhaufen auch Farbenindizes initteilen, lassen sich die photographischen Helligkeiten in pliotovisuelle verwandeln. Hierfur wurden die neueren, rnit einer Schraffierkassette erhaltenen photographischen Ergebnisse von 14’. H. CHRISTIE herangezogen, die nach Anbringung der Farbenindizes die in der 6. Spalte der folgenden Tabelle zusammengestellten photovisuellen GriiBen liefern. Die in der letzten Spalte aufgefiihrten Differenzen zwischen den geschstzten und gemessenen M’erten zeigen, dal3 die hier beobichteten Gesirntlielligkeiten mit durchschnittlichen Ahweichungen von f oF18 im Mittel um o?og zu hell herauskomrnen. In Anbetracht der geringen Zahl der verglichenen Objekte und der riocli b-stehenden Unsicherheit des Nullpunkts erschien es mir jedoch ratsam, weitere Untersuchungen abzuwarten. Neuerdings hat nun E. HOLMBERG irn Rahmen eines gron angelegten Progra,mms auch photovisuelle Gesamthelligkeiten von zahlreichen extragalaktischen Nebeln bestimmt, die sich gleich- falls auf das internation;lle photometrische System be7iehen und einen hohen Grad von Genauigkeit verbiirgen. Herr Prof. HOLMBERG war wahi-end seines diesjahrigenBesuches in Bergedorf so liebens- wiirdig, inir einige seiner ncch nnveroffentlichtenErgebnisse bekannt zu gehen, wofiir ihm auch an dieser Stelle bestens gedankt sei. Diese in der unteren Hglfte der 6. Spalte unserer Tabelle niitgeteilten Hellig- keiten stimmen mit Ausnahme des iiir den grol3en Andromeda-Nebel M 31 gefundenen Werts iiberraschend gut mit den von mil- erhaltenen Sch3tzungen iiberein. Da.s Herausfallen der Helligkeit fur den ilndromeda-Nebel erkliirt sich aber ohne weiteres aus seiner Gr6De, die nach neueren Untersuchungen eine FlSche von 4 3 x 3% einnimiiit und mit subjektiven hlethoden in ihrer Gesamtheit nicht zu erfassen ist.

*) Gesaruthelliglieit RUS den von E. HOLMBERG gegehenen Einzelwerten VOII 8m35 und 9915 fur die bekannte

Beriicksichtigt man die groDe Unsiclierheit, die sich sowohl beim Schatzen als auch beim Messen dieser diffusen Objekte ergibt, so muD die Ubereinstimmung der Ergebnisse als recht befriedigend be- zeichnet werden; insbesondere erscheint die Feststellung wichtig, daI3 systematkche Fehler, die niit der Helligkeit der Objekte verknupft sein kijnnten, nicht nachzuweisen sind. Damit wird man wohl auch den hier gescliatzten Kometenhelligkeiten ein gewisses Vertrauen entgegenbringen diirfen. Selbst- verstandlich ist bei diesen Beobachtungen nicht die gleichc Genauigkeit zu erreichen, wie sie sich beim Schatzcn von punktformigen Sternen erzielen laDt. Rei den sehr grol3en Helligkeitsunterschieden von 8 bis 12 GroDenklassen, die zuweilen im Ablauf einer Komctcnerscheinung zu iiberbxiicken sind, kommt es in erster Linie darauf an, diejenigen systematischen Fcliler zu vermeiden, die sich als Skalenfeliler auswirken konnen. Nach den Ergebnissen der Nebelbeobachtungen sind diese kaum zu beiiirchten. Dmebcn ist aber zur sicheren Erfassung der oft ziemlich rasch verlaufenden sekundaren Helligkeits- schwankungen kleiner Amplitude die Wahrung des photometrischen Nullpunktes besonders zu beachten. Diese selbstverstandliche Forderung bDt sich in1 Gegensatz zu den Beobachtungen verander- licher Sterne sowie auch der Sternhauien und Xebel bei den Kometen nur mit groI3er Muhe eriiillen.

Infolge der rascben Bewegring dieser Objekte miissen zumeist fur jede Beobachtung neue Vergleich- sterile ausgewdilt werden, deren Helligkeiten photometrisch zu messen sind, sofern nicht in Ausnahme-

Doppelspirale in den Jagdhunden.

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fallen bereits brauchbare photometrische GroBen bekannt sind. Um einen Begriff von dem Umfang dieser zusatzlichen Arbeit zu geben, sei darauf hingewiesen, daB allein fur die in diesem Bericht mitgeteilten Beobachtungen die Helligkeiten von 512 Vergleichsternen zu bestimmen, d. h. mehrfach photometrisch zu messen und an Normalsequenzen anzuschlieBen waren. In friiheren Jahren habe ich mich darauf beschrankt, die Helligkeiten der jeweils benutzten Vergleichsterne photometrisch an benach- barte Sterne aus den Katalogen der Harvard Annalen 50, 54, 70 und 74 anzuschlieBen. Bei einer Ver- wendung von Sternen aus verschiedenen Zonen, besonders aber bei Kontrollen an der Polfolge ergaben sich jedoch zuweilen groI3ere Differenzen, die auf erhebliche systematische Fehler in einigen Harvard- Zonen schlieBen lassen. Aus diesem Grunde werden die Helligkeiten neuerdings, wenn irgend moglich, nur noch an ungefahr gleichhelle Sterne der internationalen photovisuellen Polfolge angeschlossen. Nur wenn grokre Zenitdistanzen eine Uhertragung von Polhelligkeiten unmoglich machen, werden An- schlusse a n die Harvard-Zonen vorgenommen, wobei die Ergebnisse rnit Hilfe der bekannten Korrek- tionen auf ein einheitliches photometrisches System reduziert werden. Die in dieser Arbeit enthaltenen Helligkeitsbeobachtungen beziehen sich zumeist noch auf das System der Revised Harvard Photo- metry. Nahere Angaben sind den einzelnen Beobachtungsreihen beigefiigt. Wahrend die Helligkeits- beobachtungen der Kometen auch unter ungiinstigen Luft- und Sichtverhaltnissen durchgefiihrt werden, sind fur die Polubertragungen nur storungsfreie, Mare Nachte brauchbar. Aber auch dann treten infolge von Extinktionsanomilien, Luftunruhe oder geringen Spannungsanderungen der ziir Speisung der Photometerlampe benutzten Akkumulatoren sehr leicht systematische Fehler bis zu etwa omzo auf. Aus diesem Grunde sind die Vergleichsterne zumeist in mindestens zwei verschiedenen Nlchten mit je 4 Einstellungen gemessen worden. Beim Zusammentreffen ungiinstiger Bedingungen kijnnen die Kometenhelligkeiten unter Umstanden bis zu f om4 unsicher sein und kurze Schwankungen geringen Umfangs vortauschen. Im Mittel durften die Fehler jedoch erheblich kleiner sein und das Zehn- tel einer GroDenklasse kaum ubersteigen. Die in den Beobachtungsreihen wiedergegebenen Hundertstel der GroBenklasse sind reine Kechenergebnisse, deren Mitteilung aber wiinschenswert erscheint, wenn bei der Beurteilung von sekundaren Schwankungen die Zehntel gesichert sein sollen.

Neben der Gesamthelligkeit des Kometenkopfes wurde auch die Helligkeit des Kerns, falls ein solcher erkennbnr war, geschltzt oder direkt photometrisch gemessen. Ein Vergleich des im hellsten Teil der Verdichtung stehenden Kerns rnit auBerhalb der Korni stehenden Sternen ist a d e r s t schwierig und fuhrt zumeist zu sehr fehlerhaften Ergebnissen. Wesentlich bessere Werte liefern die photometrischen Messungen, wenn man den kiinstlichen Stern unmittelbar neben den Kern in die Verdichtung stellt. Samtliche photometrischenMessungen wurden rnit einem GRAFFschen Keilphotometer am 26 cm- Aquatorial ausgefuhrt.

Die Rearb:itung der beobichteten Gzsm~thelligkeiten geschah in der gleichen Weise wie bisher. Aus den in den folgenden Tabellen zusarnmengestellten Beobachtungen (beob. mt) und den dazugehori- gen Abstanden I und A wurden Redingungsgleichungen von der Form

I f , + 2.5 9t2 log r = mt - 5 log d

aufgestellt, deren Auflosung nach der Methode der kleinsten Quadrate die Normalhelligkeit des Kometen H , im Abstand I = I und A = I sowie den die Entwicklung seiner Eigenstrahlung anzeigenden Ex- ponenten n, von Y liefert. Die rnit diesen Ergebnissen gerechneten Helligkeiten sind in den Spalten ,,ber. m," und die Abweichungen zwischen Beobachtung und Rechnung unter ,,R-R" aufgefiihrt. Die 3. Spalten der Tabellen geben die Bezeichnungen der jeweils benutzten Vergleichsterne, deren b t e r und Helligkeiten am Kopf jeder Beobachtungs-Tabelle zusamrnengestellt sind.

Als Abkiirzungen fur die jeweils verwendeten Beobachtungsinstrumente dienen die folgenden Ruchstahen: A = Beobchtung rnit blol3em Auge; 0 = 27 mm-Opernglas (Vergr. zl/,fach) ; F = 50 mm- Feldstecher (Vergr. rofach); H = 80 mm-Handfernrohr, / = 50 cm (Vergr. 17fach); K = roo mrn- Kometensucher, / = 80 cm (Vergr. z3fach) ; R = 26 cm-Aquatorial, f = 305 cm (Vergr. ~ofach) , und GR = 60 cm-Refraktor, / = goo cm (Vergr. zogfach). Alle ubrigen Abkurzungen fur die Beobachtungs- bedingungen USW. sind dieselben wie hisher (vgl. Astron. Nachr. 272.249, 1942).

Die in den Tabellen gegebenen Positionswinkel (PW) fur die Kichtungen der Kometenschweite oder der Aujstrahlungen aus der Koma b:ziehen sich stets auf die Helligkeitsachsen dieser Gcbilde. Zur Beurteilung der Schweiflage sind aul3erdem die Positionswinkel fur die Richtungen des Strahlungs- drucks der Sonne (PW Strd.) sowie der Bewegung des Kometen (PW Bew.) hinzugefugt. Die aus den Beobachtungen bestimmten scheinbaren Bewegungsrichtungen sind wegen des paiallaktischen Ein- flusses der Erdgeschwindigkeit korrigiert. Da die scheinbare Bewegung cines Kometen in hohem MaDe durch den Urnlauf der Erde mitbestimmt wird, ist eine solche Korrektion, die unter Umstanden zu ent- gegengesetzt verlaufendeii Bewegungsrichtungen fiihrt, unbedingt erforderlich, wenn die Beziehungen zwischen der Schweifrichtung und der Bahnbewegung untersucht werden sollen. Diese Heduktion ist jedoch, wie aus der Literatur hervorgeht, sehr haufig (u.a. auch vom Verfasser in Astron. Nachr. 272.268, 1942) unterlassen worden.

M. HEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII 221

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Komet P ~ ~ S A K O ~ A : R O T B A R T - W E B E R (1946 d) Der 1946 Mai 30.02 [W-2) von I,. PAJDUSAKOVA (SkalnatC Pleso, Tschechoslowakei) und unab-

hangig von I). KOTBART (Washington D. C.) sowie A. WEBER (Berlin-Steglitz) entdeckte Komet lief um diese Zeit in riickllufiger Bewegung sehr nahe an dcr Erde voriiber. Infolge seiner sehr grooen scheinbaren Geschwindigkeit, die Anfang Juni etwa 14O pro Tag betrug, konnte das Objekt hier nur vom 2. bis 21. Juni iiberwacht werden. Leider wurden die Bcobachtungen in erheblichem MaSe durch die Mitternachtsdammerung und Mondschein (Vollmond: 1946 Juni 15) gestiirt. Am Abend des 2. Juni zeigte der Komet im 26 cm-Fernrohr eine stark elliptische Koma von etwa 4':g' mit einer schmalen, lanzettformigen Verdichtung, die sich in einem breiten uiid buschigen Schweif von etwa I' Lgnge fort- setzte. Dieser Schweif trat visuell deutlicher hervor als auf gleichzeitig erhaltenen photographischen Aufnahmen (Blauplatten) und blieb trotz des hellen Himmels bis zum Schlull der Beobachtung sichtbar. Ein scharfer Kern war im 26 cm-Aquatoxial (Vergr. 35ofach) zunachst nicht zu erkennen, stand jedoch am Abend des G. Juni plotzlich als ein sternartiges Gebilde 9y3 inmitten der Verdichtung. 23 Stunden spater hatte er sich wieder vollig aufgeli'st, trat aber am 10. Juni erneut auf und blieb dann bis zum Verschwinden des Kometen standig sichtbar. Elemente von C. VICK, Bergedorf (IAU-Ciic.

0

+46 2 1 ~ ~ 4 +49 2514 +49 2491 +44 2453 +43 2475

T = 1g4G Mai 11.3844 Weltz. q = 1.0178

B = 300'5410

0 = ZI"5013 i = 169'3112 1946.0 I

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

t 25'2548 +23 2467 +23 2476 +20 2 6 9 8 7 19 2540 t I 8 2572 +I8 2575

1052) :

m H A 54 8.16

8.24 HD 8.6 HA54 9.10

9.24 10.27 9.80

Verg1.- Sterne

A , B. C D . E F, G. I1 I , K. I . -

M M , N . 0

N . 0 I' Q

R. S -

Weltzeit mt beob. I mt IB-X /Kornal

Schwcif pw pw ber. 1.1nge1PW Strd Bew.

m 1

- 1 ' ' 0.7 148 157 253 F, K, R sd.D I 1.088 0.169 6.25 to.05: 4 : 9 0 [ 1 0 . 5 I 165' 176' 253' F. K, R sw.ed I 1.094 0.185 6.46 4 . 1 2 3 : 7 ~ [ I O 1.112 0.261 7.25 +o.12 515 9.3 0.7 123 131 252 K, R d, A.1, 2 1.120 0.294 7.53 to .11 - 0[10 .5 0.4 118 127 252 K. R sd,M, 3 1.133 0.366 - - - 0[10.5 0.2 115: 122 252 R sd.M, 4 1.142 0.402 8.27 - O . I I : - 10.5: 0.3 119 120 252 H, R d,M, 5 1.149 0.438 8.48 -0.13 - 10.5: 0.2 118 1x9 252 K, R ed,M, 6 1.157 0.474 8.66 +0.06 - 10.7: 0.2 1 x 1 117 253 K, R ed.M, 6 1.181 0.587 9.18 6 . 0 8 : - 1 1 : 0.1 I I O 115 254 R ed.M, 6 1.189 0.625 9.34 to.20 - G[II 0.1 1 x 2 : 115 255 R d , & , h 6 1.206 0.700 9.63 -0.05 - 1 1 . 5 ; 0.1 1x2 1x4 256 R ed,?dl,h 7 1.233 0.814 - - - ~ [ I I f 3 1 - - - R k , D , s h 8

0 . 1946 Juni 2.994 4.020 6.972 7.966 9.933

10.947 11.937 12.955 15.951 16.962 18.960 21.974

m 6.3: 6.34 7.37 7.64

8.16: 8.35 8.72 9.10: 9.54 9.58

-

-

phm. Gr. 1iB.z

HD

Ha4 54 HD

H i 54 .,

~ ~~

BD-h'r. I phm.Gr.

B e o b a c h t u n g e n

Anm.: I. schnclle Reob. in Wolkenlucken - 2. kleine aber kraftige Verdichtung in der Koma mit sternartigem Kern gm3; sehr matter Schweif mit faclicrartig auscinanderlaufenden Strahlen - 3. s ta t t des Kerns ist heute eine grohre verwaschene Verdichtung vorhanden - 4 Helligkeitsschatzung infolge Mondlichts und Dunstes nicht m6glich - 5 . trotz sehr mmdhellen Himmels 1st heute in der Verdichtung cin scharfer Kern 10"s: zu erkennen - 6. Hellig- ksrtsschatzung schwierig und unsichcr, Mond und Dunst stijren - 7. Beobachtung wegen des tiefen Standes irn 26 cm- Rohrsehr schwierig - 8. in sehr geringer Hohe uber dem Westhorizont steht der Komet als ein matter und verwaschener Nebel an der Sichtgrenze des 26 cm-&quatorials.

Die Ausgleichung der obigen Beobachtungen der Gesamfhelligkeit liefert die folgenden photometrischen Parameter:

H , = g'P87 $: om16 (Harv.) 10 Bcob. 1946 Juni 2 bis 18 n, = 2.62 f 1.09 ( r zwischen 1.09 und 1.21).

Kernhelligkeit fur r = I , d = I : 11mg6 f omog; Durchmesser der Komn fur d = I : 017 x 1:s.

Komet JONES (1946h) Der 1946 Aug. 6 von A. JONES (Wellington, Keuseeland) am Siidhimmel entdeckte Komet wurde

hier erst im b-riihjahr 1947 erreichbar. Nach Beobachtungen auf der Siidhalbkugel stieg die Helligkeit bis 1 ~ 6 A u g . zg von gmo auf 7415 an uiid wurde dann, besonders ndch dem Durchlaufen des Perihels (1946

222 M. BEYER: Physische Bcobachtungen von Kometen. VII

Okt. 27), rasch schwacher. Als das Objekt 11)47April20 in Bergedorf erstmalig beobachtet wurde, hatte cs das Ausselien cines sehr kleinen, gut verdichteten Kebelfachers von etwa I 13 Durchmesser mit eintni sternartigen Kern 1 3 ~ und zartcn Ausstrahlungeii xiach SSW. Die Gesamthelligkcit nahm his 1947 Mai 3r von 11m3 auf 1zm3 ab. Die Anfang Juni einsetzende Mitternnchtsdammerung verhinderte cine weitere Verfolgung des Kometen.

1:lemente von G. MEHTON, Cambridge (IAU Circ. 1079): T = 1946 Okt. 2G.824 Weltz. q = 1.13600

0 .: 320"54 52 = 237.583 1 1947.0 i- 56.965 J


In 11.06 I 11.46 ~

11.03 ,

11.40 1 I . 5 a 11.39 ! 11.49 11.63 '

Ort 1955.0

i k 1

))a n 0

p q

11 N S 2 0 3 37 +28'35).3 2 0 2 7 +28 3') 0 2 0 3 57 430 5 6 LO 3 2 1 ! ~ 9 55.6 20 3 (4, 730 39.4 10 4 43 +35 23.5 2 0 4 14 135 21.Y 2 0 3 1 0 +37 33 6

Kern- hell.

m -13 : 12.88 13.07

-13 12.94

-

13.25 - - - -

13.26 - -

Weltzeit Instr .

R R R H R R R I3 R R R R R H

1947 Apr. 20.998 24.993

Mai 10.968

20.965

22.028 22.872 25.999

28.965 29.927

27.014

18.039

21.931

27.038

31.014

k sk

sk, Mi s k d

k. w ssk ssk k k

ed, I1 sk, hi, sk ,M, k, M,

1946 Aug. 6.764 23.145 29.142

Sept. 3.142 I947 Jan. 3.555

I - -

I , 2 I

3

I I

4

5

- -

-

2

beob. " 1

m 11.31 11.43 11.54 11.44 11.74 11.68 11.92: 11.82 11.77

12.06 12.20 12.25: 12.33

12.20

-3.06

t0 .05 -0.30 10.13 -0.24

-0.01

- 0 . 0 1

-0 .1 I -0 .18 f O . 2 0

1.0.03 4-0.15 f O . 1 8

fo.24

9.0 8.0 7.5 8.0

10.2

1.3 1.4 1.4 1.3 1.0

1.0

1.3 - 1.2 1.1 - o 7

1.6 1 . 0

. .

2'229 2'169 2.173 2.425

Ort 1855.0

-0'4 -0'7 } (IAUCirc 1059 und 1060) 8.0G -0.1

phot. Beob. von JOHXSON, Johannisburg

.8.75 +1.4 phot. Beob. von Grc~as, Flagstaff (IAU Circ 1079).

I

- 2.766 2.811

2.989

3.099 3.110 3.111 3.120 3.153 3.165 3.18d 3.195 3.208

1.692 1.521 1.463 1.415 1.563

2.834

3.067

Beob

~~

h m s 0 ,

20 2 35 437 39.4 2 0 I 55 t38 28.8 20 o 59 +38 16.2 2 0 I 9 738 43.9 2 0 o 57 138 56 2

2 0 0 43 -38 56 4 I9 59 30 +39 46 7 19 59 18 +39 46.8

I pz . I Ort 1855.0

B c o b a c h t u n g e n

m , I

Y

-~

A

2.733 2.713 2.748 2.790 2.814 2.825

2.830 2.829

2.831 2.847 2.852 2.861 2.865 2.870

ml ber. -

m 11.37 11.44 11.49 11.74 11.87 11.92

11.93 11.93 11.95 12 .00 12 03 12.05 12.07 12.09

h m s I Y 58 55 1 y 58 21

19 57 9 19 56 47 19 55 36 19 55 59 20 3 48 2 0 4 2 0

2 0 I , 36

O #

140 6.1 1 4 0 8 0 ' 4 0 33 I

+41 7.6 +4I 9 6 1 3 0 1 8 430 47.1

T.10 48.4

4-38 25 I

~.

ph m. Gr. - nl

11.56 11.97 12.20 12.45 12.49 12.05 12.98 12.67 12.94

:htungen aus anderen Quellen: 2.424 I 9.08 I -0.1 I Entd.-Beob. yon JONES (IAUCirc 1054)

Anm.: I. gut verdichtete kleine Koma, nach SSW ausstrahlend - 2. Kern infolge sehr unruhiger Luf t nicht erbrennbar - 3. B-obachtung unsicher. d a Nachbarsterne storen -..4. Komet beriihrt einen Stern 1 3 ~ ; Iklligkeits- schattung schwierig - 5. Mond s tbr t .

Da die eigenen Rcobachtungen nur einen zicmlich kleinen Uogcn der Rahn uberspanncn, wurden zur Ableitung der photonietrischen Parameter die oben mitgeteilten 5 Beobachtungen sudlich gelcgener Sternwarten herangezogen. Diese Werte erweitern den Beobachtungsabschnitt auf das 8fache und umschlieBen aixch das Perihel. Sie durften daher, trotz ihrer grollcn Lngenauigkeit, erheblich zur Siclie- rung dcr Ergebnisse beitragen.

Die Ausgleichung samtlicher Beobachtungen der Cesamthelligkeit crgibt : H,, = 4m98 & om32 (Harv.) 19 Beob. zwsichen 1946 Aug. 6 und 1947 Mai 31 n, = 3.81 * 0.30 ( r zwischen 1.41 und 3.21).

Kevnhhgkeit fur Y --= I , d = I:

Durchmesser der Komn fur d = I : - 316 (fur die Zeit 1947 Apr. 20 bis Mai 31) 6m46 f omxo.

1947 Apr. 20: kurzer Schweifansatz im PW - zooo.

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII 223

Komet BESTER (1946 k) Die Beobactitung des 194G Nov. I von J. M. BESTER auf der Boyden-Station der Harvard-Stern-

warte in Siidafrika im Sternbild Caelum (5h1m0, -38'47') entdeckten Kometen 11. GroRe konnte hier erst z * / ~ Monate spater, aber immerhin noch 3 Wochtn vor seincm 1947 Febr. 7.4 stattiindenden PeriEel aufgenonimen werden. Um diese Zeit (1947 Jan. IG) zeigte das Objekt eine etwa 3' groRe verwaschene Koma mit cinem kurzen, breiten, nach SE gerichteten Schweifansatz und einem etwas exzentrisch nach WNW liegenden Kern 13"'. Ende Februar 1947 verscliwand der Komet auf einige Monate in den Sonnenstrahlen, konnte aber in1 Herbst noclinials eine Zeitlang unter sehr giinstigenBedingungen uberwacht werden.

Eleniente von J. BOBONE, Cordoba (Harv. Ann. Card 794):

Q = 34 49 27.2 w = 348'39'3914 T = 1947 Febr. 7.4665 14'eltz.

q = 2.407~127 i = I08 943.0

m 10.5 10.50 10.63: 10.22 10.29 10.28 10.40 10.55 - -

10.67 10.60

11.08 11.12 11.16 11.13

13.19 13.33 13.65: 13.18 13.10: 13.35 13.11

10.99

-

- a, b r , d e, f

e , f , R h, i, k , 1

i n , Ia

n . o - -

p , 4 p . r , s, t

z , A , B A , B A , B

A , B , C

F , G H , I I<, L M , N 0, P 0, Q, R

U, V 2 W , X ,

-

V e r , e i c h s t e r n e

II I

N 11.32 I- 10.21 nr 11.20 N 10.70 0 11.31 P 11.44 Q

12.731 B

13.06 R 13.37 a

- m

13.71 13.10 12.65 12.96 '3.14 13.00 13.18 12.58 13.03 13.81

7

a b

d e

R h i k 1

c

f

0

-8 248

-8 246 -2 l o6 -2 204 -I 176 11113~18j -1'5613

+o 217 -0 198

-8 249

-IoI75

IhI3mI7$ -10°1(J13

m ' 10.48 x 10.63 y 10.68 z 10.57 '4 10.74 B 10.17 C 11.09 F

0 + O 299 +o 2 2 5

1I112m8s $1' 1!6 -k1°244 + I 251 +? 200 22'149m55s $64'1517 2 2 50 2 t 6 4 20.1

22 45 59 +64 15.0 22 45 51 t h 4 23.6 22 40 2 2 +64 16.7

h m s O I

22 40 o +G4 19.6 . 2 2 o 2 1 +G3 16.0 21 59 31 +63 14.3 20 44 2 0 +55 59.6 20 44 43 +56 0.6

2 0 42 5 +55 50.7 I 13 27 - I 55.2 I 12 38 + I 5.9

, 2 2 45 12 +6+ 20.1

2 0 42 59 +55 41.3

0

-11 288 -11 284 -10 323 -10 322 - 9 282

- 9 277 -10 308 - 9 279 - 9 284 - 9 275 - 'J 278

B e o b a c h t u n g e n - __

il

- 2.079 2.378 2.399 2.429

2.464 2.497 2.513

2.448

- -

2.752

2.867 2.897 2.916 2.927 2.959

2.856 2.859 2.861 2.907 3.172 3.173 3.188

2.769

-

- ~

llIt

ber. - nl

10.73 10.48 10.50 10.52 10.53 10.54 10.57 10.58 - -

10.77 10.78 10.86 10.88 10.89 10.90 10.94 - 12.87 12.89 12.90 13.11 13.59 13.59 13.61

- ~

B-R -

m -0.2 to .02 t o . 1 3 -0.30 - 0 . 2 4 -0.26 -0.17 -0.03 - -

-0.10

-43.18 +0.13 to .20 +0.23 f0.26 +o.rg

to .32 +0.44 40.75 +0.07 -0.49 -0.24 -0.50

-

- - @ .$ -

I

2

3 2 2

4 2 2

5 5 6 7 8 9

I 0 I1 1 0 12

13 I 4 13 15 16 I 7 I8

- __ r - 2.642 2.421 2.420

2.417 2.416 2.4'5 2.413 2.412 - -

2.407 2.407 2.409

2.410 2.411 -2.412

3.337 3.344 3.351 3.416 3.611 3.612

2.409

-

3.619

- - i + 2 H - - R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R

- - Bem.

Schweif Kern- hell. .Coma

Lang - - 4' - 6 5 5 7 7 - - 6 5 6 5 4 6 4 i

m (2 A A m 0

A

I I - - - 216 - 1 2 ~

2.7 13.43 2.7 13.07

3.0 -13

_ -

3.5 12.87

3.3 -13 - - - - 3.3 -12.5 2.7 13.38 3.1 2.2 13.03 2.9 13.43 2.3 2.2

-

- -

- -

1946 Sov. 1.833 1917 Jan. 16.799

1 7 . 7 ~ ~ 19,771 20.772 21.775 23.736 24.745 29.763 30.755

Febr. 7.756 8.772

14.767 16.796 17.812 18.763

'4.793 Sept. 10.956

11.828 12.872 21.837

Okt. 18.816 18.921 19.906 I

20.792

- k, sw a, sw sk k

sk k k

k, hf, k, M,

sk sk k

sk

k k

k, hll d. ew sk ed

k, sw ssk ssk s 1;

ssk, 1:

0.5 - 1.0

1.0 1.6

1.6 1.2

Anni.: I. Zusamnienfassung von z Beobachtungen von 1. M. BESTER 11" (IXU-Circ. 1067) und .L . TOHN- SON I O ~ (IAU-Circ. 1069) - 2. Koma schwach verdichtet; Schkzifansatz breit udd matt ; sternartiger Kern &was exzentrisch nach WNW - 3. Wolkenschleier; etwas unsicliere Beob. - 4. sehr matter Schweifansatz zwischen PW 118': und 146': - 5. am mmdhellen Himmel nur mit Muhe zuerkennen; Helligkeitsschatzungen unmoglich - 6. breite

diffuse Auistrahlung der Koma zwischen PW 110' und 145' - 7. Ausstrahlung zwischen PW 103': und 148':; der Komet deckt den Stern a, dessen Intensitat in Abzug gebracht is t - 8. Ausstrahlung zwischen P W 94': und 139': ; Kern stark exzentrisch im N\V der Koma - 9. Iiomet steht niedrig; Kernhelligkeit = Vg1.-Stern /3 - 10. Komet steht niedrig; Zodiakallicht s tor t - 11 . Gesanithelligkeit wegen der Nahe von BD +r0z48 nur unsicher zu bestim- m m - 12 Komet steht weniger als I' von der 3 Tage alten Mondsichel entfernt und ist nicht mehr zu erkennen; auch spater (1947 Marz 12) wurde er am tiefen Westhimmel nicht mehr gesehen - 13. mattes, rundes Nebelwolk- chen; Kern 0 und schwacher als 13m8 - 14. die Intensitat des bedeckten Sterns y is t in Abzug gebracht - 15. runde

Be2 .

a b

. --

Ort 1855.0 I pky' 11 Bez. I Ort 1855.0 ' p h m . B:z. Ort 1S55.o I P;;. I Gr. 1 I 2 2 X I 13 1-24 4 .7 10.90 2 2 9 44 +25 18.4 11.00 22 h m s 8 52 +24 49 .9 I m 11.37

1 22 13 25 +23 47.8 I 11.1611 I h m s m 11 h m s m 22 16 6 -1.22 13 .8 10.921 2 2 x3 2 + 2 3 58.9 10.89 22 15 43 +22 25.9 1 10.8711

Weltreit I ,::. l s t e r n e Verg1.- 1 7 1 A I c:. 1 U-R

1947Mai ~ 8 . 0 2 8 10.62 u . b 0.968 0,379 10.69 - 0 . 0 7 22.033 11 .13 c , d 0.998 0.408 1 1 . 0 3 + O . I O

22.978 x1.07 c. d , e 1.005 0.415 x 1 . 1 1 -0.04 26.022 11 .24 / ,g 1.030 0.435 11 .35 4 . 1 1 27.019 11 .25 / , g 1.037 0.442 1 1 . 4 3 -0.18 28.982 - - 29.965 - - 1.062 0.461 - -

m m m

- 1.054 0.455 -

MBrz 11.736 1 1 . 0 - 1.026 0.325 10.70 -1-0.3

Komal yz: IInstr . / Bern. I Anm.

3' 0 [ 1 2 . 5 R d . D I

3 . 1 [ I Z . ~ R sk, D I 3 . 2 r3 [ I Z . ~ R k, D 2

3 . 3 0 [ 1 2 . 5 H k. D I 2.9 - R ed, D.M, I - - R k, Ma 3

m

- - R k , M , 3

4 - - - -

224

Koma mit zentraler Verdichtung und Kern -14YG - 16. Komet bedeckt einen sehr schwachen Stern: Kern nicht eindeutig iden'ifiziert - 17. Komet steht jetzt frei; Kern -14m8 sicher gesehen - 18. Komet sehr matt; Kern 0 und schwacher als 14"s.

Fur die Untersuchung der Helligkzitsentwicklung wurde auDcr den 21 eigenen GrBlienschatzungen die aus dem Mittel der Bcobxhtungen von J. M. BESTER und E. L. JOHNSON abgeleitete Entdeckungs- qelligkcit 10915 fur 1946 Nov. 1.8 herangezogen. Die Ausgleichung samtlicher Beobachtungen der Ge- snmthelligkeit ergibt die folgenden Wcrte :

M. BEYER: Physische B-obachtungen von Kometen. VII

H , = 3mr2 f om40 (Harv.) 22 Beob. zwischen 1946 Kov. I und 1947 Okt. 19 1 1 , = 5.71 & 0.37 ( I zwischen 2.41 und 3.62 a. E.).

Kevnhelligkeit fur Y = I , A = I : gm18 f om18 (Harv.) Durchmesser der Koma (fur d = I) im Jan.-Febr. 1947: 8.'3

Okt. 1947: 5.1. Der kurze und sehr breite SchweiJansatz wird voni Kometen nachgeschleppt. Seine Richtung ist aber, vermutlich durch den Strahlungsdruck der Sonne, um etwa 40" in Kichtung des Radiusvektors abgelenkt. Die mittlere scheinbare Ablenkung gegen die Kiclitung des Stiahlungsdrucks betragt 57'. Sie wachst innerhalb dcs Beobichtungsabschnitts 1947 Jan. 16 bis Febr. 20 von etwa 50" auf 65" an.

Perlodischer Komet GRIGG-SKJELLERUP (1947 a = 1902 11) I)er 1947 Marz 11 von E. L. JOHNSON in Johannesburg, Sudafrika, wiederaufgefundene Kcmet

konnte inBergedorf erstmdig 1g47Mai 18.0 als cin ctwa 3' groBer,sehr matter und verwaschcner Nebel ohne Vcrdichtung und Kern am dammerungshellen Nordosthimmel gesehen werdeii. Die Beobachtung war wegen des verhaltnismaliig tiefen Standes des Gestirns und der Endc Mai hegiiinenden Mitternachts- dammerung aulierst schwicrig. Xach eincr nur gtagigen Verfolgung verhinderten von Mai 28 ab Mond- scheiii und Dimmerung die weitere Vberwclchung des rasch schwacher werdenden Objekts.

Elementc von I,. E. CUSSINGHAM, Berkeley, Cal. (IAU-Circ. 1096): T = 1947 Apr. 18.13701 Weltz. to = 356040109

i = 17.64558

, ~ i = 0020116359 R = 2.8847165 e = 0.7042588 P = 4.899533 Jahre

Anm.: I . sehr schwacher, kaum verdichteter Nebel ohne Kern; Gesamthelligkeit schwer bestimmbar - 2. Beob. unsicher, da a d e r s t matt - 3. Mondlicht iind Dammerung storen; Komet vergeblich gesucht - 4. Entdeckungsbeob. von JOHNSON, Johannisburg, Slldafrika (IAU-Circ. 1180).

Die strenge Ausgleichung der Beobachtungen der Gesamthelligkeit ergibt : H , = rzmgg & omog (Harv.) 6 Beob. zwischen 1947 Marz XI und Mai 27 #t2 = 5.36 & 3.r4 ( I zwischen 0.97 und r.oq'a. E.).

Wahrend der Wert fur H , wegen der Beobachtung im. Sonnenabstand r = I recht zuverlassig sein durfte, 1aBt sich der Exponent n, wegen der geringen Anderungen von r nicht bestimmen. Der vor- stehend mitgeteilte Wert ist ein reines Kechenergebnis, das die g r d e Unsicherheit gut erkennen lalit.

Ein Kern wurde nicht beobachtet; seine Helligkeit fur r = I, d = I muB unter 14m5 liegen. Durchmesser der Koma fur d = I : 1l3; kein Schweif.

BD-Nr. BD-Nr. Gr. 1 1 I bzw.Ort 1855.0

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 I Rex. phm.

a b

d C

10.07 k 5h52"19s +31O 2514

h m s c 5 49 56 i 3 0 46.3 I 10786 1 1 i i-31' I161 +39' 1465

51149n135~ +3S0 27!4 +36O 1326

+40 1465 f 5 50 52 +36 40.2 6 +35O I305 i ::::: 1 1 + 2 g o 1079 10.13 h 5tlz+9''157S f35O I2:I 10.37 1 9% +2g0 I082 I 10.40

111

1947 Narz 27.931 10.0 - 1.155 0.673

19.833 10.61 c 0.992 0.937 20.848 10.87 d , e 0.987 0.962

24.906 10.33 i, k 0.973 1.059

Apr. 18.896 10.27 a , b 0.996 0.914

20.897 10.74 f , e 0.986 0.962 21.854 10.47' R , h 0.983 0.985

26.868 10.31 I , m 0.965 1.108

111 rn I 10.07 -0.1 -

10.36 -0.09 2:2 -13" R k , e w 2 R d, sw 3 10.41 to.20 - -

10.4G to .41 2 . 3 -12.8 R li 2 10.46 +0.28 - R k 2 10.50 -0.03 - R s d , w 4 10.62 -0.29 - R k , w , M I 5 10.71 -0.40 - R ssk, Vl 6

- - -

M. BEYER : Phpsische Beobachtungen von Kometen. VII 225

Komet BECVAR (1947~) Der Komet wurde 1947 Marz 27.8 von A. REEVAR (Skalnat6 Pleso, Tschechoslowakei) als ein neb-

liges Objekt 9" in der Nahe des nordlichen Himmelspols entdeckt. Infolge der seinerzeit noch sehr tr igen astronomischen Nachrichteniibermittlung wurde die Entdeckung hier erst mehrere Wochen spater bekannt, so da8 die Beobachtungen nicht vor 1947 -4pril18 in Angriff gendmmen werden konnten, als der Komet infolge seiner raschen, nach Siiden gerichteten Bewegung kurz vor dem Verschwin- den in den Sonnenstrahlen stand. 1947 April 18 zeigte er im 26 cni-Aquatorial einc schwach verdichtete, rundliche Koma von 212 Durchmesser mit einem Kein - 13m und einer sehr zarten und diffusen Aus- strahlung ini Positionswinkel zoo. Elemente von L. E . CUNNINGHAM, Berkeley, Cal. (IAU-Circ. 1088) :

Anm.: I. Entdeckuxigshelli,akeit nach Beob. von SALANAVE u. CUNNINGHAM (MU-Circ. 1085) - 2 . rundlicher Nebel mit schwachem Kern - 3 . fliichtige Reob. bei aufziehendem Gewitter - 4. Komet steht neben einem hellen Stern; Helliglreitsschatzung sehr unsicher - 5. Mondlicht und die Nahe eines liellen Sterns storen - 6 . dcr Komet ist am mondhellen Himniel ein sehr mattes und unauffBlliges Objekt.

Zur Erganzung der eigenen sehr kurzen Beobachtungsreihe ist die Entdeckungshelligkeit herangezogcn, die nach Angaben von SALANAVE und CUNNINGHAM in IAU-Circ. 1085 etwa 10910 gewesen sein diirfte.

Die strenge Ausgleichung stimtlicher Beobachtungen der G~samlhelligkeit ergibt H , = 10m57 & OTUII (Harv.) 8 Beob. zwischen 1947 Miirz 27 und April 26 n2 = 2.33 1.83 (9 , zwischen 1.15 und 0.97 a. E.).

Die Normalhelligkeit H , ist auch in diesem Falle recht sicher btstinimt, da der Komet sich naliezu im Sonnenabstand Y = I befand. Der Exponent ?c2 ist wiederum wegen der geringen Anderungen des Radiusvektors nur hochst unsicher zu ermitteln.

Kemhelligkeit fur Y = I, d = I : - 13m1 Durchmesser der Koiizn fur A = I: 2'1.

Der nur einmal (1947 April 18) beobachtete zarte Schweifansatz wurde vom Kometen na.ch- geschleppt, schien aber durch den Strahlungsdruck der Sonne urn etwa zoo von der Richtung, aus der der Komet zu kommen schien, abgelenkt zu sein.

Periodischer Komet ENCKE (1947 i) 1947 .4ug. 14.4 gelang es H. 11. JEFFERS auf der Lick-Sternwarte, den seit 1786 bekannten und

in 3.3 Jahren umlaufenden Koineten bereits 104 Tage vor seinem Periheldurchgang als -ein Objekt 18"' aufzufinden. Im Bergedorfer 26 cm-Aquatorial wurde der Komet erstmalig 1947 Sept. 11 als ein aul3erst matter und wenig verdichteter Kebel von etwa 2' Durchmesser und einer Gesamthelligkeit 12417 gesehen. Die Helligkeit und GroI3e nahmen im Laufe der nachsten Wochen sehr schnell zu, so da8 der Komet in der zweiten Oktoberhalfte leicht mit einem zl/,fach vergroBernden Opernglase beobachtet werden konnte. Leider fuhrte ihn seine rasche, siidiistlich gerichtete Rewegung schon Anfa.ng November in die Dammerungszone des Osthorizonts, so daB eine weitere Verfolgung bis ins Perihel Astron. Nachr. Bd. 278 15

226 M. BEYER: Physisclie Beobaclitungcn von Komcten. VI I

(1947 Xov. 26) und daruber hinaus nicht miiglich war. \V%hrend seiner grd3ten Annahcrung a n die Erde, die 1947 Okt, 20 im Abstand A --I 0.43 a . E. stattfand, bestand der Komet ails einer etwa 15' groBen Koina init einem fast rechtwinklig ausgebreiteten, nach Osten gerichteten Ausstrahlungsfachcr und einer innerhalb des parabolischen Scheitels liegenden, schwalbenftirmigen Verdichtung. Ein Kern heller als 13m5 war urn diese Zeit niclit vorhanden. S a c h einer Mitteilung von J. GADOMSKI (Krakau) in IAU- Circ. 1118 sol1 sich die Gestalt des Kometefi Anfang November vollig geandert haben, so da13 er 1947 Sov. 8 ganz sternartig erschien. I-eider konnte hier Anfang November iiifolge stiiiidiger Rewolkung nicht beobachtet werden.

Elemente von J. M. A. DASBY und G. NERTOX (Cambridge) (IAU-Circ. 1x06): T = 1947 Nov. 26.154 M'eltz. 0 = rS5"991 l? = 334.6796 ' 1947.0

11 = 0.2983498 a = 2.218123 e = 0.S46566 P = 3.303530 Jahre. Z = 12.3501 J


BD-Nr.

- N

i - fl

b

d e i g h i k 1

nt

C

$1

0

P Q

phrn. Gr.

h m c 0 1

4 9 53 +36 36.9 4 10 55 +36 30.5 4 13 57 +37 0.9 4 25 41 +38 23.6 4 25 34 +38 16.0 4 57 57 +41 45.0 4 57 29 +41 42.7

+48O 1585 +47 1489 +47 1550 1-47 1571 +47 I545

+47O 1441 , 7h1zm45s +47' 41.8

UD-Fir.

m 12.25 ' 1 I 12.55 I 12.70 I

12.49 t 13.06 I ( I

11.05 , u 11.82 w 8.94 x 9.68 Y 8.04 z 8.36 a 8.24 B 8.50 7

I i A 54 7.09 A +48 1639 I " 8.28 +45 1650 I c

1947 Sept. 12.069 13.053 16.050 21.889 22.890

Okt. 7.899 9.863

11.955 13.937 16.911

19.011 20.001

21.022

16.976

21.174 23.170 25.177 28.192 29.179 30.189

m 12.72 1 2 . 5 0

12.77 -- 11.43 8.82 8.31 7.97 8.16 7.62 7.55 7.26 7.2' 6.88 7.09 6.87 6.91 6.80 6.86 6.71

DD-Nr. bzw. Ort 1855.0

0

{ ;;; z; 144 1873 +44 1892 +44 1895 +38 2096 i - 4 2 2095

+42 2080

-1-38 2179 +37 2088 + 3 ~ 2363 +36 2175

+42 2079

1-41 2097 +40 2327

UI

6.75 7.31 6.57 7.26

6.64

7.10 7.00 7.50 0.58 7.04 6.85 6.76 7.03 b.34 6.85

0 +34 2206 13' 2 1 0 2

t 30 2os5

t30 2163 t30 2164 +31 2270 +29 2x76 t z 9 2160

126 2270 i 2 4 2394 1 2 4 2430 + 2 0 2664 +I7 2446 +I7 2454

-t30 2097

+ 2 2 2430

B e o b a c h t u n g e n - _. .

ntt ber.

m 12.49 12.39 12.05

11.23 9.13 8.8.1 8.54 8.24 7.82 7.80 7.53 7.39 7.26 7.24 6.99 6.74 6.39 6.27 0.15

-

-

- -. .

R-R

-- in

t 0 .11

+0.23

+0.72 - -0.20 -0.31 -0.53 -0.57 -0 0s

-0 2 5

-0 27 - 0.17 -0.38 -0.15 -0.12

to. I 7 +0.41 to.5cl + 0 . 5 6

-0 2 0

- - -

Korna

- ,

1.Y 1.2 2 7 -

> 2 . 0

4.4 - 10 _ _ - 10 i b 13 14 14

13 1 4 '

-15

I 2

1 2

-- Kern- hell.

.

Instr .

- . -

Vergl. - Sterne ' I d Schwjil , pw 1 pw

,ange pw Strd. Bew. Weltzeit beob. I mt - 0.944 0 .925 v 866 0.755 0.736 0.503 0.481 0.461 0.445 0.430 0.429 0.422 0.42 I 0.421 0.421

0.433 0.455 0.465 0.475

0.425

- I

I

I 2 .

3 3 4 5 4 h 6 7 7 X 0 9

10

I 1 12

13

- 1.486 1.473 1.432 1.350 1 I336

I . 080 1.046 1.014

1 . I I I

0.965 0.963 0.930 0.912 0.895

0.822

0.892 0.858

0.770 0.751 0.733

II H R R R

n , K K , 14, R K , H , H K , 11, R l i , 11, H I<, H , H F, l i , R I:, H , H I<, T I , H K, H, I.'

F, H, K I:, l I

K , H K I.;

~~ ~

sk ed sk

sw, I1

sd, sw d , 11.M, sd, sh ed sd. h ed, h k. w ssk sk

sk, h ssk k k

k, I>

ed. 11, sk, hI,

Anm.: I . BuDerst mi.tcr. aber ziemlicli groDer Sebel - 2 . der ncben dem Kometen steliende Stern nI> +4x0 1044 (6:ng) vereitelt jedc genauere Beoh. - 3. kaum verdichteter Nebel ohne Kern; im Dunst sehr mat t - 4. tiefer Stand; Beob. wegen aufkommenden Nebels unsicher - 5 . kraftigere Verdichtung a m Sclwitel der Koma mit schwachem, stcrnartigem Kern -131?5-G6. die Koma is t im Westen zu einenl stumpfcn Scheitel verdichtet und strahlt von dort in einem breiten, fast rechtwinkligen niischel nach Osten aus - 7. im Scheitel dcr Koma liegt eine gut begrenzte, helle. schwalbenfdrmige Verdiclitung - 8. niedriger Stand; unsichere Beobachtung - 9. im 27 mm-Opernglas gut zu sehen - 10. Gestalt unverandert. aber a m auffallend hellen Nachthirnrnel etwas matter als sonst - 11. B o b . nach Monduntergang; Hirnmel durch die beginnende Morgendimrnerung schon etwas auf- geliellt - 1 2 . Komet auf dem rnondhellen Himmelsuntergrund recht matt - 13. I3eob. infolge Vollmondschcins und Dammerung a m tiefen Himmel sehr schwierig und unsicher.

.M. I ~ E Y E R : Pliysischc Brobachtungcn von Koineten. VII 227

Die aus den vorstelienden Beobxlitungcn dcr Ctsunrhelligkeit abgeleiteten photonietrischen I'arameter Ifo und n, stimmen selir gut mit den im Jahrc 1937 von mir crhaltenen iind in Astron. Nachr. 265.46 vcr6ffentlichtcn Ergelmissen iihereilt, die hier zum Verglcich wiedergcgeben sind.

'937 I I , = 9T96 f 0?0j (khrv . ) 10 13eob. 1937 Okt. 27 bis Sov. 2s u2 =. 5.95 Ifi 0.21 ( I nlmehmend voii 1.29 :iuf 0.77 a. E.)

7947 H , :.- 9myo .t om09 (Harv.) 19 Beoh. 1917 Sept. 12 bis Okt. 30 n2 z-7 6.32 It 0.3s ( Y abtiehmend voii 1.49 n u f 0.73).

Der Durchmesser der I~'OVLU betrug fur A 7~ I bei I' -= 1.4a. E.: 213

Einsehr schwachcr h-em war nur 1947 Okt. 11.955 angcdeutet; Helligkeit fur Y = I , d = I: -15?1. Die Verdichtung hatte in der Zcit uni den 20. Oktober die I;orm einer fliegcnden Schwalbe, dereii Schwanz die Hclligkeitsaclisc eines fast rech twinkligen Ausstrahlungsfachers bildete, und dercn Flugel den hellsten Teil des parabolisch gefornitcn Sclicitels darstellten und die Raiidstrahlen des Fachers be- stinimten. Rcsoiidcrs bcmerkeriswert war die eigenartige Lage des Scheitels der Koma zur 13ahnhewe- gung dcs Kometen und zur Sonne. Fiir 1947 Okt. 20.0 ergaben sich z. H. die folgenden Richtungen:

~ ~ 0 . 3 a. E.: 6'.

Positionswinkel der Helligkcitsachse des Ausstralilungsfiicliers . . . . . . . . . 106' ,, der vom parallaktischen Einflul3 des Erdumlaufs bcfreitcn scheinbarcn

Bewegungsrichtuiig des Kometen . . . . . . . . . . . . . . . 145" , I der Kiclitung zur Sonrie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126".

Daraus geht hervor, daI3 der Schwtijansatz der Sonnc zugekehrt war und uberdies auch in der Bahnbewcgung voranlief. Die Tatsache, daB dcr ziemlich gut begrenzte konvexe und hellste Teil der Verdichtung a m Scheitel dcr Koma der Sonne abgewandt lag, ist hochst riitselhaft und schwer zu deutcii. Ein Riickblick auf die Beobachtungen aus dem Jahre 1937 (Astron. Sachr. 256.46) zeigt. daU tler Komct sich seinerzeit ganz iihnlich vcrhielt. In dcr oben gegebcnen Rcihenfolge lauten die Werte fur 1937 Sov. 28.7:

Positionswinkel des Ausstrahlungsfachers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 258" der korrigierten scheinbaren Uewcgung des Iicmcten . . . . . . 255" der Kichtung zur Sonne . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 225'

Die 1937 von mir gegcbene Reschrcibung des Kometen stimmt ziciiilirli gut rnit dem letzten Rcfnnd iibercin. Wahrend die abiiornie Orientierung des Kometenkopfes von mir leider nicht bcachtet worden war, hat J. STOBBE eine Untersucliung der Koma auf Grund eincr 1937 Kov. 28.7 rnit einer 120 mni- Astro-Kamera, f -= 53 cni. in Iiiel erhaltenen photographischen Auftiahmc anstellen kijnnen. Eine .4usmessung der Plattc mit einem Zmssscheii Kegistrierphotometer, deren Ergebnis in Form cine Iso- photen-Kartc in Astron. Kachr. 265.321 Taicl z wiedcrgegebcnist, bestatigt dievisuellenHeobachtungen. STOBBE bemerkt aber dazu : ,,Die Richtutig der gr6l3ten Ausdehnung schwenkt abcr niit weiterer Aus- breituiig der Konia allmahlich um 9" nach N W um. Hierdurch komint die cxzcntrisclie Lage dcs Kerns nach NO, 0 odcr SO, j e nach Aulfassung der Koina, zustande. Von eiiiem eigentlichen Schweif war a n den Beobachtungstagen weder visuell noch photographisch etwas zu sehen." Bei dem von STOBBE er- wiihntcn So" grol3en Kern durfte cs sich um die hier beobachtcte diffuse Verdichtung handeln. In- teressant ist der Hinweis, daI3 ein ahnliches Verhalten des Kometen aucli in friiheren Erscheinungen bis 1861 zuruck (WISSECKE: Astron. Sachr . 57.205. 1862) bemerkt worden ist . Rei einer I-icranziehung dcr STOHBEschen Arbeit ist zu beachten, d a B die dort Zuni Verglcich benutzte sclieinbarc Uewcgungs- richtung des Kometeii nicht vom EinfluB unseres Erdumlaufs befreit worden ist.

Komet REINMUTH (1947 j) Der 1947 Sept. 10 von K. KEINAIUTH (Konigstulil-Heidelberg) cntdeckte Komct 13"' zeigte im

Bergedorfer 26 cm-Aquatorial eine etwa 1I4 messende, facherfijrinige und nur mSI3ig verdiclitete Iioma rnit cinem exzentrisch im S O liegcnden schwachcn Kern. Da das Pcrihel bereits 1947 Aug. 19 durchlaufen war und aucli der Abstand von der Erde groI3er wurde, nahm die Helligkeit langsani ab. Trotz giinstigster Beobachtungsbedingungen war der Komet nach dem 19. Xovember 1947 nicht mehr mit Sicherheit zu identifizieren.

Elcmentc von L. E. C n w I s c m A i , Berlteley, Cal. (IAV-Circ. 1138):

T z 1947 Aug. 19.56505 (I) -7 43096532

L' = 0.4689577 i.= 7. rqYr . j I I -- 3.5152144 fi = 297.36107 I 1950.0

16.

228 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII

V e r g l e i c h s t e r n e -

Bez. I Ort 1855.0 I phm. Gr.11 Bez. 1 Ort 1855.0 I phm. Gr.11 Bez. I Ort 1855.0 I phm. Gr.

[nstr.

R R R R R R d R R k R d R R R R R R R k R R d

h m s 0 1

23 I 9 I 1 +9 24.5 23 I8 30 +9 20.6 23 16 13 +9 24.1 23 I G 26 +9 19.8 23 I5 32 4-9 24.3

~-

Bem.

I sk sd ssd k,sw sd,w

sd

d,sw k,w ssk sk sk d,sw

sk

Weltzeit

1947 Sept. 15.844 16.940 20.944 21.814 22.927

Okt. 7.792 9.889

11.802 I I ,878 16.865 16.924 18.802 19.920 20.837 21.861

Nov. 4.808 19.860

22.932

*It beo b .

m 12.79 12.82

12.51 12.55 12.90 12.80: 12.80 12.79

12.93 13.04

13.05 13.25 13.53 13.75 13.57:

12.54:

13.05:

-

m 12.59 13.11 12.40 12.70 12.76

Verg1.- Sterne

h m s o I

123 9 I1 4-8 38.7

23 8 2 2 +8 40.0 23 9 45 +8 57.6

23 8 51 +8 34.5 23 8 56 +8 25.7


r

1.881 1.882 1.887 1.889 1.890

.1.918 1.922 1.922 1.933 1.933 1.937 I .940 1.942 1.945 1.947 1.981 2.029

1.914

A

0.880 0.881

0.894 0.896 0.960

0.984 0.985 1.017 ' 1.017 1.031 1.039 1.04G 1.054 1.062 1.181

1.347

0.890

0.972

Anm.: I . miUig verdichtete, facherformige Koma rn

-- mt

ber.

23 14 44 +7 57.2 13.50 23 15 51 +8 1.4 13.76 23 26 56 +8 10.9 13.24

14.13 23 27 43 +8 14.3 13.57

m 12.63 12.63 12.66 12.68 12.68 12.87 12.91 12.95 12.95 13.04 13.04 13.07

13.11 13.12 13.15 13.44 13.80

einem e

-

B-R

m + o . I G +o.rg -0.12

-0.17 -0.13 +0.03

-0.15 -0.16 -I-0.01 -0.11 -0.03

-0.06 +0.13 i-0.38 +0.31 -0.23

-0.11

-

- ~

Coma -

I

1.3 1.2 - 1.4

1.5 - - -

.I .4

1.4 1.4

-

- 1.2 1.2

1.2 I .o ,I

Iiern- hell.

m 14.5:

-14.3

-14.0 -14

O"4

14.19 - - 14.4

14.5 15.0

'4.7 -14.8 -15.0

15.0: 15.1:

-

-

entrisch im NO liegenden

- - 6 i - I 9

2 I

3 I 2 I I 2

4 5 G 4 4 4 7 8

net in dunstiger Luft sehrmat t - 3. unsichere Beob. durch Wolkenschleier - 4. Komet seh; mat t - 5 . die Intensitat des mitgeschitzten, siidlich vorangehenden Sterns j (s. Verg1.-Sterne) ist in Abzug gebracht - 6. Iielligkeitsschit- zung wegen cines stark storenden Nachbarsterns nicht moglich - 7. bei sehr klarer Luft noch gut sichtbar - 8. an der Sichtgrenze des zG cm-Rohrs; Helligkeiten unsicher.

Die strenge Ausgleichung der Beobachtungen der Gesamthelligkeit kann wegen dcr geringen An- derungen des Sonnenabstandes und seines relativ groSen Wcrtes nur sehr unsichere Ergebnisse liefern.

H;= 1 P 8 2 -f 1m57 (intern. pv. Gr.) 17 Beob. 1947 Sept. 15 bis Nov. 19 n, = 3.04 f 2.21 ( Y zwischen 1.88 und 2.03 a. E.).

Kevnhelligkcit fur Y = I, A = I : 13m13 Durchmesser der Koma fur A = I : 1:4; kein Schweif.

om19

Komet BESTER (1947 k) Dcr 1947 Sept. 25 von J. M., BESTER (Boyden-Station der Harvard-Sternwarte, Siidafrika) am

Ort (1947.0) 4 h 47", -19' 35' entdcckte Komet I I ' ~ bcwegte sich rasch siidwarts und war bcim Ein- treffen der Entdeckungsnachricht hier nicht mehr zu erreichen. Nach einer von L. E. CUNNINGHAM (Berkeley, Cal.) durchgefuhrten Bahnrechnung war zu erwarten, daI3der bei seiner Entdeckung zunachst recht schwache Komet wahrend seines 1948 Fcbr. 16 stattfindenden Perihcls und seiner einige Wochen spater (1948 April 6) folgenden groI3ten Annaherung an die Erde a,uch fur das blolje Auge 'sichtbar werden wurde. Unter Zugrundelegung einer Reaktionsfahigkeit von 11, = 4 war nach CUNNINGHAM fur Ende Februar 1948 die Helligkeit 51'0, bei Annahme von 12, = 6 sogar die GroBe 2m5 zu erwarten. Auf der Sudhalbkugel unserer Erde konnte der Komct im Herbst 1947 bis zu seinem Verschwinden in den Sonnenstrahlen im Dezember verfolgt werden. Diese Beobachtungen lienen bereits crkennen, dal3 die Helligkeitscntwicklung ziemlich trage verlief und der Exponent des Sonnenabstandcs Y kleiner als n, = 4 sein muote. Es war dahcr nicht weiter iiberraschend, dall der Komet nach seinem Wieder- auftauchen aus den Sonnenstrahlen schwacher erschien, als es die untere Grenze der CUNSISGHAM- schcn Voraussage erwarten lien. In Bergcdorf konnte der Komet erstmalig..1948 Marz xg in der Ge- samthelligkeit 6?1 beobachtet werden. E r zeigte um diese Zcit im 26 cm-Aquatorial einen gut verdichteten, ctwa 10' groI3en Kopf mit einem sternartigen Kern, dessen Helligkeit zwischen 1om5 und 1 2 ~ schwankte, und eincm nach WSW gerichteten, breiten und buschigcn, aber nur kurzen Schweif- facher.

hf . BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VI I


HA50 5?65 I ,, 6.08 ,* 5.97 , I 5.38 ,, 5.84 ,, 5.67

229

Y z A B C D

- - Bez -

n h

a d

C

C

f h

A 2

k 1 nz I t 0

P 'I I S

t zi

iCl

x

6.08 H i 5 4 6.71 HA4 50 5.76

phm.Gr . IF Y

u'

____

BD-Nr.

6.29 H i 5 4 6.78 HA50 6.12

,, 6.41 , I 6.04 ,, 6.60

HA54 6.76 HA50 5.96

), 6.72 HA50 5.42

,, 6.26 ,, 6.06 ) ) 6.12

HA54 6.74

BD-Nr.

E 1 F G H I K L il.1 N 0 P Q R s

BD-Nr.

HA 50 6.23 ,, 6.59

H A 54 6.83 ,, 6.82 , , 6.81

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

g' 11' k' 1' nt'

phm. Gr.

,, 7.14 HA 50 6.31 H.4 54 7.03 H.4 50 6.52 HA 54 6.72

phm. Gr. lbez

n' a'

P,' P'

plim. Gr. Bez ;;

HA 50 6.45

I , 7.42 €111 54 6.95

+ 6O4416 -1 8 4300 -I- 6 4351

+13 4098 + I 6 3918 + I S 4276

+ 2 2 3747 123 3733 f25 3972 +24 3877 +24 3849 +26 3573 +27 3471 +26 3594 +29 3651 +zg 3670 +30 3706 +33 3547 134 3503 +33 3409 +4x "93

+16 4081

t i 8 4204

4-52 2350

16' zi'

w'

0

t52 2326 t 5 3 2126

+52 2280 +53 2126 +53 2079 +54 2034 +56 2080 +58 1781 +60 1845 t60 1840 +63 1371 t 6 o 1787 +64 I245 +62 1559

+51 2404

+67 1014 +66 1013 $69 884 4 7 977 +70 906 +71 780 -172 734 +73 707 +71 762

nzt ber.

In 6.08 6.06 6.06 6.06

6.08 6.07

6.07

6.09 6.24 6.28 6.28 6.32 6.37 6.39

6.49 6.60 6.73 6.80 6.82 6.89 6.96

7.10

7.27 7.35 7.43

7-50 7.68 7.83 7.99 8.25 8.38

6.47

7.03

7.19

7.51

8.45 5.53 8.61 8.76 9.03 9-10

0

-f 72 703 t 7 1 722 +73 672 +71 730 +73 680 +72 664 +73 646 +72 652 i 7 z 650 +74 563 +74 560 +72 628 i 7 4 521 -1-72 613 +71 630 +72 599 +73 567 +69 669 +69 671 i-69 657 +68 644 +68 650 +69 608 +67 701

B-R --

In -0 .12 -0.15 to.12 +0.41

-0.27 -0.07

10.47

+0.39 -0.37 -0.19 -0.09 + O . I O +0.05 -0.07

-0.14 0.00

+0.06 -0.08 -0.09 -0.01 -0.20

i0.52

+0.47 +0.54 +0.31

-0.03 -0.16

- 0 . 1 0

+O.42

+ O . l O

-0.11

-0.12 -0 .20

-0.48 -0.69 -0.33 -0.23 ?0.27 -0.04 -0.14 -0.09

+66O 724 +64 847 +64 834 +64 840 +63 946 +62 I153 +60 I299 +59 1333 +59 '332 +60 1287

+58 1265

+54 1389 +52 I494 +51 1610

+49'1962 +49 I979 +49 1984

o h 2 I ?3 +4 8'41' +48°1871

+Go I279

+58 I275

O1124mI +50°57'

a , 6 , C

c , d C , f , g

h , i, k , 1, m n , o, p v, q, I' q , v , s t , 21, D

w , x , y w , x , y y z , A

B.C,U E , F

F , G , € I , I F ,G,€I , I K , L, ,?.I

0, P

W

Q . R Q, R , S Q. S , T T, U , V H', X

Y,Z,a ' , l/ c', d' , c'

d',f,, fi

h'? k' l', wzf

m:n', a', p' $1'

q' ,v: .s

x',y' y' ,z' ,A'

s ! I , U',V',W'

>J', z', A' z',A', B'

E',F' A', C', D'

G'

m HA 54 7.22

,, 8.06

,, 8.51 9 3 7.87

8.53 8.77

HA 5 4 , 8.26 8.51 8,87

HA 54 9.11 ,, 8.26

8.53 9.54

HA 70 9.06 9.97

10.35 10.47 10.07 10.59

HA70 10.32 10.97 1 1 . 1 0

0.970 1 . 0 1 ~ 1.031 I ,068 1.080 1.093 1.106 1.120 1.200 1 . 2 1 1

1 . 2 1 2 1.225 1.238 1.256 1.266 1.268 1.294 1.321 1.335 1.338 1.350 1.364 1.378 1,391 1.405 1.410 1.432 1.447 1.460 I ,474 1.489 1.516 1.544

1.617 1.630

1.591

I '644 1.659 1.687

I 1.757 1.742

5.16 I1 H.4 54 7.49 I1

B e o b a c h t u n , e 11

Kern- hell. - - - -

- I I 175 -1 I -12 -12 -

-10

10.61 -

-11.5 11.14 -

-1 I - 11.67

-11.5 - -

-11.5 -11.5

11.3: -I 1.3 -11.5 -11.5 d11.5: -1 1.8 -I 1.7: -11.5 - - - -

12.25 -12.3

12.5: -

-13 -13 -13.2

- __

<o m a - I

15 I 2 - 6: 6: 6 7 9.5

8 8 9 7

9.6

8.5 8.5 6.8 6.8 5.6 s . 2

4.8 7 6.3 8.5 9.1 5.8 7.2

10.6 8.9

I0

-

1 1 . 0

10.2 - 5.9 8.9 7.7 7.4 6.0 8.8 6

-6:

- __

'4 - 0,941 0.868 0.852 0.809 0.797 0.786 0.774 0.763 0.739 0.740 0.740 0.743 0.748 0.755 0.760 0.761 0.780 0.803 o.Sr8 0.820

0.834 0.850 0.866 0.883 0.903 0.925 0.946 0.969

1.016 1.040 1.087 1.138 1.224 1.273 1.302 1 . 330 1.359 1.417 1.533

0.991

1.563

- __ P W Beu - 0

359 - 356 355 354 352 35 I 335 333 333 328 322 312 308 306 293 282

279 279 277 275 274 273 272

271 270 268 266 265 263 261

'57 256 256 257 '57 257 258 258

-

- __ Bem. - k

sk, M,

sk, M, s k , M, sk, MI

sk sk

k , sw ed ed

ed, sw Sk k

sk s k sk

k , M,

k, At, :, W, M,

k, M,

d. M, ed. M,

d. M,

k, M, k, M,

k

d, M,

ed, M,

ed, hl,

li k

sk sd, sw k k k

slc :d, sw k

k, M2 k.

- ~ - Schwei f

We1 tzeit P'LV - I99 231:

264 -

282 281 267 277 250 247 252 249 247 232: 2 30 225 233 224 224 2 2 0 : 211: 2 1 1 :

203: 194: 189: 193: 182: 177: 167: 139

1 2 1 : 138

- 101: 97: 94 :

103 103 91 90 85:

- D1

5.96

6.47 6.54 5.81 6.00 6.48 5.87: 6.09 6.19 6.42 6.42 6.32 6.37 6.35

6.79

6.73

5.91: 6.18:

6.60

6.72:

6.88 6.76 7.45: 7.62 7.29 7.74: 7.89: 7.74 7.40 7.56 7.52 7.71 7.79: 7.77 7.09 8.12 8.30 5.34 8.72 8.89 9.01:

194s Marz 19.151 23.153 24.123 27.042 28.028 29.051 30.066 31.055

April 5.044 6.869 6.968 7.858 S.885

10.132 10.86I 11.017

14.867 15.889 16.020 16.969

1S.906 '9.547 20.870 21.010 22.878 23.868 24.878 25.879 26.885 28.875 30.868

RIai 4.059 5.960 6.922 7.906 8.889

10.939 14.931 15.924

12.903

17.922

T

1.593 1.621 1.6jo 1.740 1.918 2.037 2.124 2 . 2 7 0

2.326 2.299

2.383

If. BEYER: Physische B-obachtungen von Kometen. VI I

m 9 .16 9.23 9.29 9.48 9.83

10.05

10.46

-

1 0 . 2 1

10.54

-

Weltzeit beol, I mt

1948 Wai 16.908 17.908 18.925 21.931 27.996 31.954

Jdni 3.965 8.987 9.y82

12.944 10.994

I

m 8.87: 8.82 9.03

1 0 . 1 2 10.42: 10.33 10.97 11.25:

--

9.06:

-

der I'latt en hervorgeru fenen Eff e k.te iiberein. Eine Ausmessung der Platten

abgebildeten Ernissioncn : 5160

6300: 5980 5630 5 5 8 0

ergab die folgenden Wellenlangen der

____ Verg1.- Sterne

2 1 473o-406~ 80 c* c,

4050 2 CH,

3O CN

7 '1 4370 3 4 I , C , ' 4 2 1 0 2 CX

3 i '1 3882 I, 3870 25 1

30 20 I

- __ V -

1.770 1.784 I .799 1.840 1.923 1.979 2.019 2.087 2 . 1 0 0 2 . 1 1 4 2.140

B e o b a c h t i i n - -_ B-R --

m -0.2s -0.41 -o.?-c -0 .42 I 0 . 2 C

-i-0.37 6 0 . 1 2

+0.51 +0.71 - -

; n (Foitsetzdng) - ~

Coma

- I

-6: 4.2 5

-5 4.8 4.5 3 .9 3 . 0 2 . 3 - -

-13.0 111 1 12' 1 961

13.16 10 95: 13.27 9 98

-13 1 0 0 :

-13 .8 Facher 97 -13.5 ,, 85: - 1 3 . 8 ,, 89: -14

9 [13.j

-

- - - - -

-- - - - 1 --

- Instr .

K , R R R R

I<, R R R R R R R

___ Bem. - k, hI,

sk, M, I<, M, k, Rf,

d d k

k, k . D sd, I> Sk, I>

230 If. BEYER: Physische B-obachtungen von Kometen. VI I

Anm.: I . im 27 mm-Opernglas gut siclitbar - 2. die Intensi t i ten der mitgeschbtzten Sterne I3D +15' 3963 und +15' 3964 sind in Abzuggebraclit; Schweiffacher zwischen I'W rg6' und 274' - 3. Vollmond; im 26 cm-Hohr kein Kern heller als 12"' erkenobar - 4 . Scliweiffaclicrzwisclien P\V 230' und 299'; sternartiger Kern - 5. Schweif- facher zwischen PW 249' und 3x4'; Kern sehr scharf und dcutlich - 6. rundlicher Kebel mit \ erdichtung langlich im I'W 281'; Kern im 26 cm.Rohr schr schwach - 7. schmale, e twa J S ' lange Schweifstrahiie aus buschigem Kopf - 8. Schweiffacher zwischen 1'W 252' und 298' - 9. fliichtige Beob. in Wolkenlucke; Scliweiffiicher zwisc1ic.n I'W 204' und 291' - 10. Schweifficllerzwischen PW 218'und 272'- 1 1 . Schwciffiicher zwischen PW ~ I C J ' und 276' - 1 2 . diffuse Ausstrahlung im PW 249' - 13. die Intensitaten der mitgesch6tzten Sterne BD + 54O zoxj, zoxd und 2020 sind i n Abrug gebrx l i t - I ) . inehrere helle Nachbarsterne s toren - I j. mondheller I i immel; Beob. unsichcr - 16. breiter, buschiger Schweif von y2' IAnge; gut verdichtetc Koma niit sternartigeni Kern - 17. Scliwcif sehr ma t t - 18. Kornet ma t t und wenig vertlichtet - 19. Komet in dunstiger I.uft recht m a t t iind vcr- waschen; kurze, gans scliwache hussf-rnhlung - 20. im 26cm Iiohr schwierig; Konia langlich ini P \ V 88": - 2 1 . in der ~i t ternncl i tsdanlmerung aul'crst m a t t und schwierig zu beobachten - 2 2 . der lioniet glimmt nur nocli blickweise auf ; Helligkeitsschatzungen nicht mehr moglich.

Aus den vorstelienden Beobachtungcn der Gesamlhelligkcit wurden die folgenden photo.metrischen Paraiiieter abgeleitct :

m m H , = 6.31 n, = 2.97 4.0.20 -_ ( Y zwisclien 0.97 und 2.10 a. E.)

0.09 (Harv.) 50 Beob. zwischen 1948 Marz 19 und Juni 9

Kernhelligkeit f u r I = I, A = I: Mittelwert aus 6 photometr. llessungen: 109'98 It 0 ~ ~ 2 5 (Harv.);

Durchmcsser der Koma fur A = I : veranderlich zwischcn 7' und 14'. Schweil: Die Positionswinkel fur die Kichtung der Hclligkeitsachse des CchweiifPchcrs IicUcxi

sich nur genahert bestimmen. Zeitweilig schien der ganze FPcher langszm hin und her zu pendeln. Tin groUen und ganzcn wcichen die beobachtcten Schweifrichtungen jedoch nur wenig von der Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne ab.

Spektvztm: Mit dcr Objcktivprismen-Kamera, 50' Flintglasprisma von go mm Offnung in Ver- bindung mit cinem Pctzval-Objektiv von / = 35 cm, Dispersion: HP - HC -= 10.8 mrn, wurdcn die folgenden Spektrogramme des Kometen gewcnnen: 1948 Mirz 31.085 Weltz. auf Perutz Panchro-Fachplatte 1' z mit 60 Nin. Bclichtung \ Vgl. Spektruni

Apr. 11.003 ,, , , Agfa ,,rot -rapid"-Pla t t e ,. 90 .. ,, * j n Cygni

Die Spektra stimmen bis auf die durch die verschiedenen Eigenschaften der I'latt en hervorgeru fenen E f f e k.te iiberein. Eine Ausmessung der Platten ergab die folgenden Wellenlangen der abgebildeten Ernissioncn : Die Ergebnissc sind am roten Endc des Spektrurns um etwa 5 10 A, am violetten um e t v a & z A unsichcr. Die Intensit i ten sind nach einer ~i l lkurl ichen Skala roh geschatzt.

Komet MRKOS (1948 a) I n der Morgcndammerung des 20. Dez. 1947 fand A. MRKOS (SkalnatC Pleso,; Tschcchoslowakei)

am Ort r 5 h IO", -x0 6' cinen matten Nebel 9'", dessen Kometennatur er wegen zunehmcndcr .\uf- liellung des Himxnels und eincr folgenden Sclilechtwcttcrpericde nicht sicher feststellcn konnte. Erst 4 Wocllen sp3ter, 1948 Jan. 18.2 gelang ihm endlich die Wiederauffindung des Objekts am Ort 1 6 ~ 4rmS, -/-9' 45'. Der Komct zcigte zu dieser Zeit cine verwaschcne Kcma 10" mit zentraler Verdich- tung und einen kurzen, brciten, nach Westen gerichteten Schweif. Da die Bewegung des in der Morgen- clammerung tief am Osthimmel stehendcn Objektes nach XE gcrichtet war, blieb seine Sichtbarkeit

die geschatztcn GrijUcn crgcben M'crte zwischexi 10% und 12?3.

M. R E Y E R : I'hysischr Beobachtungrn von Kometcn. VII 23 1

fur lange Zeit auf die Morgenstunden bcsclirankt. Nacli den von E. I-. CLXNISGHAM durchgefiihrteii I3ahnrechnungen durchlief der lioniet 1948 Febr. 16.7 scin I'eriliel im Sonnenabstand q = 1.50 a. E. Fast gleiclizeitig (Febr. 19) fand auch seine gr613te Annaherung an die Erde mit einem Abstand voii = 1.G7 a. I:. s t a t t . Fiir das Hcrgedorfer 26 cni-Aquatorial 1)lieh der Koniet infolge seiner geringeq

Hiihe iiber dem Iiorizont und seiner 1,icIitscliwache ein etwas schwierigcs Objekt. Elemente von E. I,. CUSNINGHAM, Berkeley, Cal. (IL4U-Circ. 1168j:

(o = 61092242 1 1948.0 52 =-: 198.56481 i = 77.53025 J

T = 1948 Febr. 16.68851 Weltz. 4 r. 1.4!)93620

. ~ -_ .- -

\Ye It zc i t

H e o b a c 11 t u n g e n ~ - . . -

ru I m m 9.0 -- I 1.69) 2.210 , 12.23 -3.23

10.0 1.549 1.853 1 1 . 6 6 - 1 . 6 6 - 11.0 1.j41 1.630 1 1 . 6 2 . 0.62 10.0 - 1.533 1.903 I I . 5 Y - 1 . 5 8 11.06 a, h r .y )6 1.941 r r . f i 3 +o .x3

-

0.00

i r . 0 3 ' i , It 1.670 2.105 1 1 . 1 2 -0.0~~ 12.05 I 1. JU I . ~ O I 2 . 1 2 7 12.15 - V . I O 1 2 . 1 7 ! ~ , I J 1 .6~17 2 . 1 3 7 1 r . 1 7 0 00 1 1 . 0 8 I u , o 1.b07 1 .136 12.17 - O . I , J

LI2 .5 i . X q 1 I 2.32'1 \ ;12 .5 1 1.84s I 2.336 _.

liern- hell. Koma

- I - *) Ikohnchturigen nus aiidcren Quelleii; s. Arim.

Anrn.: I . kleiner. sehr mattcr und verwaschencr Nebel oline Kern und Schweif - 2 . E

i: <

Instr. I ! Rcni.

- 5 6 7 8 I 2 I

3 I I I I - - 4 4

,t nacli laneereni Suchen gefunden; sehr m a t t ; a n der Sichtgrenze tles ~ 6 c m - I i o h r s - 3. Iiomet sofort gefunden; Beob. wegcn plijtzlich aufkommender Wolken abgehroclicn - 4. hornet t rotz langeren Suchens nicht gefunden - 5 . Ent- dec1:ungsl)eob. von A . M H K O S (IAU-Circ 1132) - 6. \I'iederauffin.lung von A . JIHKOS (It\U-Circ. 1131) - 7. pho- togr. Ikob. von GICL.LS. Flagstaff-Sternw. (I:\L-Circ. 1133) - 8. Beob. von A . A ~ R K O S (IAU Circ. 1135j.

Infolge dcr ung:iinst igen Rcobachtungsbedingungen sind nur wenige und zum Teil recht un- zuverlassige Helligkeitsbeob~chtungen veriiffentlicht worden. von dcnen einige BUS der vor dem Perihel liegeiiden Zcit den vorstehendon Reobachtungen vorangestellt sind. Die Gesamtheit aller Ueobach- tungen zeigt eindeutig, daB die Helligkeitsentwicklung des Iiometen wahrend der Zeit von 1947 Dez. 20 bis 1948 Wirz 30 einen vijllig anormalen Verlauf genommeii hat. Nach den oben gegebenen Bahn- elenlenten verlief die Abstandsanderung des Kometen von der Erde innerhalb des Beobachtungs- abschnitts 1947 Dez.20 his 1946 April fast symmetrisch zum Perihel 1948 Febr. 17. Die folgende Darstellung gibt die genauen M'erte. Abstande des Koinetcn von der Sonne

heob. von der Erde Gr. Reobachter 1947 Dez. 20 A -:- 2.21 61d 9" MHKOS

Perihcl: 1948 I'ebr. 17 Q - 1.50 Min.: 1948 Febr. 19 A = 1.67 11: MRKOS ,, j gd 57d (Febr. XI)

Danach InuBte dcr Komet bei normaler Entwickluiig 1948 E'ebr. IS die grof3te und am Anfang (19.17 Dez. 20) wie am En& (1948 Apr. 16) cine weseiitlich schwachere, aber nahezu gleiclie Helligkeit gezeigt haben. J)ie oben mitgcteilten Gr6Ben zcigen einen ganz andersartigen Vcrlauf. Statt einer Helligkeitszunahme von 1947 Dcz. 20 bis zum Pcrihel auf mindestens S?J war bei der Wiederauf- findung 1948 J a n . IS eine Abnahme von einer vollen GroBenklasse festzustellen. Bis zum Perihcl fie1 die Helligkeit um eine weiterc GroBenklasse. Danach scheint jedoch der rasche Iichtabstieg auf-

Zwischenzeit 59d 1947 I k z . 20 Y 1.70

1948 Apr. 16 Y = 1.70 Apr. 16 A = 2.14 I2 B E Y E R

232 M. BEYER: Physische Beobaclitmgen von Kometen. VII

gehiirt zu liabcn; denn die hier erhaltenen Reobachtungen deuten eher eine zogernde als eine rasche Helligkeitsabnahrne an. Es ist jedoch unwahrscheinlich, daB der anormale Helligkeitsverlauf durch die vermutlich recht unzuvcrlassigen GrdBenangaben aus der Entdeckungszeit vorgctauscht sein konnte, da das Objekt unter dieser Voraussetzung als Kebel 1 2 ~ bestimmt nicht in der Xorgendam- nierung des 20. Ilez. sichtbar gewescn ware. Ilas Felilen einer klaren Beziehung zwisclicn dcr Hellig- keitsentwicklung und dem Sonnenabstand dcs Kometen maclit in diesem Falle cine Restimmung der Normalhelligkeit fur r = I , d = I unniijglich. Um iiberhaupt cinen Anhalt fur die absolute Grofie zu gewiimen, wurden die hier erhaltenen Helligkeitsschatzungen nach dem r dg-Gesetz auf die Einheit der Eiitfcrnungen reduziert. Sie ergebeii im Mittel l I o = 9 3 7 &09'0g. Fur die Entdeckungsbeob- achtung 1947 Dez. 20 betragt die Abweichung B-R = -31'23. Wahlt man den Exponenten n2 groBer als 2, so erhalt man eine groBere Normalhellljgkeit ; gleichzeitig wachsen aber die Abweichungen zwischen beobachtung und Rechnung erheblich an.

J)as eigenartige Verhalten der Helligkeitsentwicklung legt die Vermutuiig nahe, daB der Koxnet bei seiner Annaherung an die Sonne einen gewaltigen Helligkeitsausbruch erlitten hat, der bei seiner Entdeckung schon uberschritten war und irn Laufe der nachsten Monate langsam zum Abklingen kam.

Ein Kern wurde nicht beobachtet; er muBte fur r = I, d = I schwacher als 111'5 gewesen sein. Durchmesser der Komn im April 1948 fur d = I: 2I0. Schwcif: nach photograpliischen Aufnah'nien von G . VAS BIESRROECK 1946 Jan. 20: 7' lang

irn P W 255O und nach H. M. JEFFEHS 1948 Febr. 19: 3' lang nach Westen. 1948 Marz 29 bis April I G war visuell kcin Schweifansatz zu erkenncn.

0

+23 3403 18h35m6 +25'46' 18 35 .5 +26 4 18 35 .7 +26 42 18 36. I +26 38 +27°3082 +27 3090 +28 3065 +28 3061 +28 3067 Ish37?5 +29' 9' +34O3332 +35 3373 +35 3366 f36 3287 +36 3296 +36 3280

Komet PAJDUSAKOVA-MRKOS (1948 d) Der 1948 Mirz 13 von I*. PAJDUSAKOVA und A. ?VrRKOS (Skalnatd Pleso, Tsclieclioslowakei) ent-

deckte Komet konnte hier fast ein Jahr laiig visuell uberwacht werden. Wahrend dieser Zeit bcwegte sicli das Objekt ziernlich langsam von seinem Entdeckungsort 18" 25l f2 , +15" 58' in fast nijrdlicher Kichtung bis in eine Deklination von -1-84PG (Juni IS), wo eine sehr schmale Schleife zwischen 9 H iind 4 H Draconis durchlaufen wurde. Der siidlichste Punkt wurde dabci Ende August mit $-74?2 erreicht. Dcr weitere Weg fuhrte den Kometen nochmals in die Nahe des Himmelspols, an dern er X t t e November in einer Deklination von +87% in Kichtung auf die Cassiopeia voruberzog. Nach einer von I-. E. CUNNIXGHAY (Berkeley, Cal.) gerechneten Bahn fanden das Perihel 1948 Mai 16.6 im Abstand q = 2.107 a. E. und die grollte Anniiherung an die Erde 1948 Apr. 25 mit A = 1.86 a. E. statt. Um die Zeit des Perihels zeigte der Koniet im 26 cm-Aquatorial cine ziemlich spitz zulaufcnde, gut vcrdichtete Koma von etwa 3:5 Ilurchmesser mit einem sternartigen Kern 12" und einem gut sichtbaren, schlanken Schweif von 15' bis 18' Lange. Die Helligkeit stieg zunachst von IO?O (Ende Marz 1946) bis auf etwa 9mo (Ende April 1948) an, um dann bis zum I. Marz 1949 langsam auf 13m7 zu fallen. Von 1948 Dez. 30 bis 1949 Marz I wurde das Objekt wegen seiner Lichtschwiche mit dern 60 cm-Refraktor beobachtet. Infolge der giinstigen hdingungen konnten in der Zeit von 1948 Marz 24 bis 1949 Marz I in 124 Nachtcn insgesamt 132 Beobachtungen dieses Kometen erhalten werden.

Elemente von L. E. CLXNINGHAM (Berkeley, Cal.) (IAU-Circ. 1142) T - 1948 Mai 16.62330 Weltz. o = - 66"90682

m 10.47 a' 10.03 b' 10.24 c' 10.32 d' 10.47 e'

9.79 g 9.12 llf

I O . O ~ ! j : 9.40 1

9.95 9.98 I

10.47 m' 10.13 I $1'

10.07 0' 10.06 PI' 9 83 4

9.85 f :

- - Bez. - a b

d e

g h i k 1 m n

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0

P 4 Y

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0"

p,','

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p,, S"

t"

+77'41I

+7G0400 1oh40'f6 +76O57'

I oh32 414 + 76'23'

10~36r f9 +75'23' 10 35.6 +75 27

+ 75 O427

+74O445 10'44'!'I 1-74'45' 10 46 I +74 52

10 52.1 3.74 52 10 51.3 i 7 5 26 10 54.7 +75 52 10 56.3 +76 13

10 53.2 +76 38

I 0 49.2 +74 42

I 0 55.2 i 7 6 47

V e - BD-Nr. bzw.

Ort 1855.0

Il l 10.06 1.0.61 10.7' 10.73 10.38 10.92 11.05 10.42

11.50 10.67 11.17

10.97

11.00 11.22

11.92 11.22

11.57

0

f.59 I932 t 6 0 1873 t 5 9 1936 t 6 2 1672 t 6 3 I483 t 6 3 I479 t 6 4 1310 t 6 4 1322 t64 ' 1311 t 6 8 1031 t 6 8 1029 t69 1003 t 6 9 roo9 t69 994 t69 1030 +70 I044 t69 1000

c1 f1 g,

i, k , I , wzl

o1 P 1 41 Y1 s, t , ZC, v ,

h l

fi1

f1= 246.92027 1 1948 i- 92.91949

: l e i c h s t e r n e - __ phni. Gr.

8.85 8.88 9.24

8.93 9.37 8.04 7.82 8.79 9.20 9.56 9.17 8.82 8.93 9.45 9.24 9. '?9

- m

8.90

BD-Sr. bzw. phm. I 3ez'l Ort 1855.0 -1 Gr.

- BD-Nr. bzw.

Ort 1855.0

h m o I

I 31.7 +66 51 I 33.1 i 6 6 35 I 35.5 +65 15 I 34.3 1 6 5 11 I 36.0 +64 54 I 34.2 +64 21

I 35.2 +64 18 I 36.7 +63 48 I 37.5 +63 54 I 36.0 -1-63 54 I 38.9 +62 29 I 39.1 4-62 26 I 54.6 +54 31

54.7 +54 39 I 55.3 +54 16 1 55.3 +54 20 1 55.5 +54 18

- - p1:m. Gr. - m

12.03 12.34 11.88

12.17 12.16 12.62 12.14 12.43 12.63 12.00

12.43 12.59 13.06 12.55 12.44 13.10

12.11

&I. BEYEK : Physische Beobachtungrn von Kometen. VII

V e r ,q 1 e i c h s t e r n e

m 9.1 7 8.80 9.32 8.63 9.06 9.34

233

- - phm. Cr. -

Dl

12.85 12.92

13.23 13.08

13.10 13.56 13.78 13.34 13.93 13.36 13.74 12.83 13.26

12.08

11.43 I 1.60 11.93 12.16 11.70

9.29 I 1.96 11.91 12.02

12.99

13.71

12.34

11.54 I 1.27 11.74 11.93 12.11

12.58

ai” 1”’

w ’ , X“

V,‘’’ z

- - Be i - i P

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2

A B c D E F G H I Ii L AI iV 0 P

I? s T cr V 11’ x Y Z

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I8

In

1 1 . 1 2 wl 10.q8 x1 11.68 y1 IO.+ z, 11.15 A , 11.52 B ,

11.76 D, 11.40 El 12.07 F , 11.60 C, 11.28 H , 1 1 . 2 1 I ,

12.13 L,

11.46 P 11.87 71

11.95 F

11.47 i‘

11.14 1 [ 11.54 p 11.75 17 12 .15 v 11.64 6 11.98 Q 1 2 . 2 2 G

1 1 . 9 2 ‘ 1 c

11.93 A I I . < J I o 11.95 11.91 12.17 1

11.11 c ,

11.93 I ( ,

11.47 a

11.49 6

11.44 ?I

- BD-Nr.

JZW. Ort 1855.0 I

b u 0 1

I 59.7 + j z 56 2 1.4 + 5 2 17 2 1.9 +52 15 2 1.9 t g r 58 2 2.4 +51 57 2 3.7 + y 39 2 4.4 +51 I 2 2 4.3 +51 17 2 5.7 +go 57 2 5.8 +so 58 2 24.5 +46 1 5 2 24.8 +46 15 2 2 5 . 3 +46 4

2 34.9 t 4 4 17

18 36.5 +26 39 18 36.6 +27 2 3

18 38.6 t29 4 Is 44.9 i -34 55

+49O2874 1~”55’p9 + j r o r o ’ 18 57.2 +54 47 18 57.7 +60 51 18 47.6 +38 28 I 8 15 .2 +79 I 1

17 16.5 + 5 2 59 17 5.0 1-83 I6 16 51.0 1-83 36 16 11.2 fS4 16

2 25.7 i-46 2

I8 32.0 + 2 3 31

18 37.7 t 2 8 I 2

18. $0.6 -k42 7

BD-Nr. bzw. Or t 1855.0

9.30 1 9.08 8.26 8.68 8.80 9.08 [ 9.20

9.29 8.34 9.57 9.07 9 .22

W’

z’ -4’ B’ c‘ D‘ E‘ F’ G‘

I I<’ y’

9.36 €3”

9.03

9.45 1 0 . 2 0

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8.96 1 9.66 1

S‘ 7 . ~ U’

1 0 . 1 1

10.45 T,’”

T i ” ’

cu +0.72 +0.57 + o . h i 0 . 2 3 ,o.o6 -0.16 +0.56 +0.33 -0.08 -0.18 -0.39 -0.72 -0.74 -0.51 -0.49 -0.35 to.19: -0.26 to .04

40.36: -0.14 +o.oG -0.18 -0.05 -0.16 -0.36 -0 .rq -0.25

- 0 . 0 1

, 1.0

1.5

3.2 2.8 3..j 3.2 4.2 3.4 3.0 3.1 3.4

3.6 3 . 2 3.4

3 . 2 3.1 2 . 5

2 . 5 :

3.2 3.2 - 2.6

2 . 2

-

-3

-2

-

- 2.5

BD-Nr. bzw. Or1 1855.c

phm. IIBez.l BD-Nr. Gr. 1 1 bzw. Ort 1855.0

0

+36 3286 +38 3341 +38 3349 +38 3357 4-38 3338 +40 3514 +39 3559 t 4 1 3168 +42 3200 1 4 3 3114 +42 3194 +44 3029

+43 3119 f44 3023 +45 2800 +46 1582

’43 3120

+46 2586 +47 2729 +47 2724 +48 2800 181155~2+49~13’

+50 2699 4- 49 ‘2 907

+SO 2700 m ‘51 2479 9.18) t 5 I 2480 10.6oj +51 2481 +52 2311 +.51 2472 +52 2317 +52 2321 7 5 4 207.1 +55 2130 t54 2055

0

t72 864 t77 695 t76 688 c74 782 t79 566 t79 581 +So 574 t 8 2 go8 t 8 2 501 -83 497 t83 489 t83 481 t84 354 t84 3 5 s t84 357 -84 346 184 317 1-84 329 t84 334 184 33.2 +54 303 h84 195 1-85 L ~ O

1-84 285 t82 344 - 8 2 336 - 8 2 334 0 ’1561;19 + 8031 5 0 5 5 9 +so I -79O349 -79 347 -78 370 -78 366

0 39.4 +77 1 2

01’451!10 178’17

I1 rn D l

I 0.3 +77 30 o 56.0 +77 42 0 52.3 +77 24 0 9 . 4 i 7 8 28 I 2 .8 +78 47 0 55.2 +80 7 0 40.7 f S 1 j r 0 50.4 +82 I 8 31 +S7 2 8 25 1 8 7 6 8 21 +S7 17 7 45 +s7 17 7 4 0 +87 8

2 3.7 + 8 3 34 I 56.4 +s3 2

I 53.3 +s2 7 I 43.3 +SI 44

7 39 +87 41

I 50.3 + 8 2 2

I 47.6 +81 34 I 5 2 . 0 i -61 10

I 33.1 +.7S 28 1 35.4 +7s 12

I 33.1 -1-78 4 I 31.8 +77 30 I 36.4 +77 42 1 31.1 +76 $ 3 I 3 0 . r +76 8

I 28.2 +75 26 I 27.7 1-75 32

I 31.0 +69 39

I 32.3 +68 I S

[ 33.2 +67 8

I 30.7 +68. 1 2

1 32.9 +67 15

B e o 11 a c h t u 11 g e n - --

nzt )cob. -

m 10.47 ~0 .26 10.47

9.57 9.45

10.06 9.80 9.37 9.27 9.04 8.69 8.67 8.89 8.91 9.04 9.57 9.12 9.41 9.35 9.72 9.21 9.41 9.17 9.29 CI. I 8 8.97 0.15 9.10

9.87

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- 2.198 2.rS9 2.185 2 .182

2.176 2.1.57 2.152 2.149 2.148

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2.136

2.132 2.130 2.125 2 . 1 2 7

2 .125 2.124 2.122

2.121

2.179

2.144

2.138

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2.119 2.117 2.111

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- __

A - 2.067 2.031 2.020

2.007 1.997 1.986

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I .899 1.S80 1.880 1.880 1.870 I ,876 1.874 1.871 1.868 I , 866 1.865 1.864 I .863 1.862 I .862 1.862 I. 863 1.865 1.878 I . 885

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1948 hIarz 24.038 26.997 2 S . O O I 29.002 30.038

-4pril 6.903 8.913

10.920

11.059 12.9S6 14.924 14.969 15.959 16.035 16.951 17.949 18.946 10.965 20.955 21.926

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Sept. 2.878 7.876 0.835

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Okt. 1.806

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13.826

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14.701 19.762

M. BEYEK: Physische neobachtungen von I h m e t e n . VII

B t 'o t) a c I1 t 11 11 g e n

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RI. BEYER: Physische Beobachtungen von Kane ten . VII 235

B e 0 11 a c h t 11 n g e n

1948 NOV. 21.903 22.804 24.932 25.771 26.726

Dez. 1.968 2.799 3.792 5.846 7.840

18.715 21.754 23.942 24.710 27.769 28.767 29.785 30.858 30.957 12.27 ml, n l , 0,

1949 Jan. 2.882 12.4.’. pl,c/, 21.q53 12.63 yl,sl

26.780 12.83 w l 28.781 13.09 .rl, y1

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FeLr. 1.819 13.46 E l ,F l 17.SS.5 - - 19.944 20.901

RIlrz 1.989

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3.112 2.494 11.82

3.12s 2.505 11.86 3.143 2 .516 11.89 3.231 2.6oti 1 2 . 1 0

3.255 2.641 12.17 3.272 2.665 12 .21

3.278 2.675 12.33 3.301 2.714 12.30 3,310 2.726 12.32 3.318 2.741 12.34 3.326 2.755 12.37 3.327 2.756 12.37 3.351 2.7519 11.43 3.507 3.133 1 2 . 0 0

3.514 3.152 I2,C)I

3.562 3.274 13.07 3.570 3.295 13.10 3.578 3.315 13.11

3.588 3.338 13.15 3.595 3.356 13.17 3.730 3.715 3.746 3.763 13.61 3.751 3.784 13.64

3.546 3.232. 13.01

-

3.830 3.932 13.85

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7 - 0 . 0 2

-0.02 :

-0.01

-0.10 4 . 0 1

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ctl, sw sd ed k 1; sslc ssk sd d ed s li

Anm.: I. gut verdichtete Koma mit breitem l-‘chwei:arisatL, sternartiger Kern ol!11 scliwftcher als \‘gl.* 0 - 2. Kern o!llz schwacher als Vgl.*P - 3 . Kern = Vgl.* y - 4. Kern ol!l4 schwbcher als \’gl.* 6 - 5 . Kern -- Vgl.* E .- 6 . Kern otfz schwacher als Vgl.*i; - 7. !<ern on15 schwaichc: a ls \‘gl.* 6 -- 8 . Kern = Vpl.‘ .). Wolken, Dunst t;nd Biondlicht storen - 10. Himme: sehr ninndhdi -- 1 1 . Kern = Vgl.+p - 12. fliichtige Beob. in WolkenlCcke I- 13. spitze Koma nit schlankem Schweif, Kern =I Vgl.* z - 14. Diimrnerung s t h i t - 15. Kern = Vgl. v - 16. Helligkeit unsicher, d a Xachharsterne storen - 17. sehr dichter IVollienschleier; Hel- ligkeit nicht zu schatzen - 18. die Intensitaten der beiden mitgeschiitzten Sterne 111!13r und rr l ! lo~ sind in Abzug gebracht - 19. schwacher Schweif; Kern om6 schwiicher als \‘gl.* e - 20. schlanker und gerader Schweif; Nacli- barsterne s toren - 21. Kern oy4 schwacher als \‘gl.* o - 2 2 . Kern ol!10j schwacher als Vgl.* x - 23. Kern = Vgl.* i( - 24. Kern erscheint auffallend schwach - 2 5 . Kern = Vgl.* u - 26. mondheller Himmel; Kern seh r schwach - 27. fliichtige Beob. durch dichten \\‘olkenschleier - 28. Gesamthelliglieit wegen der N i h e des Vgl.* b” schwer z u schatzen - 29. der schlanke Schweif is t noch gut sichtbar - 30. der Schweif erscheint heute c twas breiter als bisher - 31. Schweif e twas matter - 32. Kern etwas lieller als w r h e r ( ?) - 33. sehr mondheller Him- mel; Komet iiunerst m a t t ; Gesamthelligkeit unsicher - 34. Helligkeit etwas unsicher, [la der Iiomet einen Stern 11“5 herulirt - 35. voni Schweif is t nur noch ein diffuser Aneatz z u erltennen - 36. Schweifansatz kurz, breit und sehr ma t t - 37. sehr unsicliere Beob. durch Dunst und U‘olken; Himniel auffallend hell - 38. Koma mi t langlicher Verdichtung und Kern - 39. Komet deckt einen Stern I Il l1 ; HelligkeitsscliBtzuiil,o nicht moglich - 40. ini Go cm-Refraktor als ein matter, zentral verdichteter, runder Nebel nocli gut zu beohachten.

17 .-

Die strenge Ausgleichung der vorstehenden Beobachtungen der Gesnwziheliigkeit liefei-t

H , =4’f37f 0?13 (intern. pv. Gr.) 130 Beob. zwischen I948 Marz 24 und 1949 Marz I n.B := 3.44 0.13 (Y zwischen 2.11 urid 3.63 a. E.)

Die Kcnzhelligkeit fur Y = I, d = I fie1 von S?7G (Mittelwert am -4nfang der Beobaclitungsreihe) langsam auf 9?37 (an1 SchluB). 37 photometrische I3eobachtungen ergehen im Mittel 9?07 -f 0?24 (Ipv). Der Durchmesser der Komn fur d = I wurde an den f a g e n mit bester Sicht in der Zeit zwischen 1948 April und Dezeniber ziemlich gleichmail3ig zu 615 Iiestimmt. Am SclilulJ der Bcobachtung ergaben sich kleinere Werte (1949 Marz I : 3 k ) .

Fur den Sckoei f liegen 97 Bestimmungen des Positionswinkels zwischcn 1948 MSrz 24 und Dez. 7 vor. Nach diesen Reobachtungen lag der Scliwcif zwisclien der Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne und den1 Bahnstiick, das der K‘omet zuletzt durchlaufen hatte. Die mittlcren Abweichungen von diesen beiden Richtungen sind in der folgenden Tabelle zuseinmengestellt.

236 >I. BEYEK: I'liysische Beobachtungen von Kometen. V I I

Die Werte vermogen infolge der pcrspektivischen Verzcrrungen keine genauen Aiifschlusse zu geben. Sic lassen aber erkennen, daO der vom Kometen nachgeschleppte Schweif zu r Zeit des ge-

~ -- . -. . . __

Sonnenabst and in a. E. I Abweichungen des Schweifs von der Richtung

des Strahlungsdrucks dcs zuletzt durch- I tler Sonne I laufcnen Bahnstdcks Datum

0

b C

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1'

1048 Marz 31 Apt. 26 Jun i I

A U K . 8 Okt. 3 Dez. 5

0

+ s 3 439 +54 396

+54 236 -+50 147 +49 164

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+51 62 -1-52 61.

t . j 4 223

-+57 2804 +56 3085 1-56 2966 +53 2993 +55 2779 +55 2750

15 26

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m i IrA50 4.99

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I

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2.33 2.66 3.13

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., 5.09 ,. 5-78 ,, 5.65 ,, 6.0s

.. 5.72

ringsteii Sonneiiabstands starker vom Strahluiigsdruck der Sonne abgelenkt wurde als spater. Aiifang Dezembcr war der Schweif sogar der Sonne entgegen gerichtet.

Komet HOKDA - BERNASCONI (1948 g) Der 1948 Juni 2.7 von M. HOSDA (Kurashiki, Okayama, Japan) und unabhangig Juni 5.0 von

G. BEHNASCONI (Cagno, Italien) entdeckte Komet stand zur Zeit seiner Auffindung unweit des Stern- haufens M 34 im Pcrseus sehr tief an den1 durch die llitternachtsdammerung stark aufgehellten Nord- himmel. I n den folgenden Wochen wanderte er durch das sudliche Gebiet der Cassiopeia in das Stern- bild Cygnus, wo er bis zu seinem Verschwinden Ende August 1948 in guiistigster Lage .beobachtet werden konnte. Das Perihel war bereits voi- der Entdeckung am 16. Mai irn sehr geringen Sonnen- abstand q = 0 . ~ 0 6 durchlaufen. Die grdl3tc Annaherung a n dic Erde fand dagegen erst am 13. Juni niit d = 0.49 s ta t t . Danach entfernte sich dcr Konict zieinlich rascli von der Sonne und Erde, so daU seine Hclligkcit zwischen 1946 Juni 10 und Aug. 24 um 7.3 GroDenklassen abnahm. Bis zum 14. Juni konnte er in der Helligkeit 5'" trotz dcr Mitternachtsdammerung leicht mit dem bloBcn Auge gesehen werden. Urn diese Zeit zeigte er im 10 cin-Komctensuchcr cine etwa 10' g r o h , runde Koma mit zentraler Vel-dichtung und eincm sternartigen Kern I I ~ sowie einen ctwa 45' langen, schnialen, nach Westen gerichteten Schweif. Mit dem Schwacherwcrden dcs Kometcn kamen dcr Kern, der Schweif und besonders die Verdichtung innerhalb der selir groDen Koma bald ganz zum Verschwinden, so daO nur ein verwaschcner Nebel mit einer immer geringer werdenden Flaclienhelligkeit iibrig blieb, dessen Gesamthelligkeit schwer zu bestimmen war. Darauf diirften auch die groOen Unstiinniigkeiten zwisclien den im August erhaltenen Bergedorfer Helligkeiten und den am McDonald-Reflektor von G. VAS BIESHI~OECK bcstimmten GroBen zuruckzufuhren sein, die z. B. fur 1948 Aug. XI mit 111'6 (REYER) und l G m (VAN BIESBROECK) um 4 '/2 GroDenklassen auseinanderfallen. Ein 315 groI3er Sebel mit einer Gesamthelligkeit 16"' ware im 26 cm-Aquatorial, das bestenfalls punktformige Objekte 15'~ gerade noch erkennen h o t , bestimint nicht zu sehen gewesen. Der Komet konnte indessen noch weitere 13 Tage bis 1948 Aug. 24.9 verfolgt werden, als er rnit einer 3' groDcn Konia von der Gesanithclligkeit 1zT3 an der Sichtvenze des Fernrohrs stand. Auf einer 10 Tagc spater (1948 Sept. 3) mit dem Mc- Donald-Heflektor erhaltenen Aufnahme bestimmtc G. VAN HIESBROECK die Helligkeit zu 2 0 ~ .

Elemente von I,. E. CUNSISGIIAM, Berkeley, Cal. (MU-Circ. 1164)

9 = 203.13279 T = 1948 Mai 15.90624 M'eltz. q 1 0.2077072

o = 317P04328

i 23.16174 V e r g l e i c h s t e r n e

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I

phm. Gr. 11: DD-Nr. bzw. Ort 1855.0

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-36 3667 f 36 3692 +36 3656 134 3588 -34 3591

i 3 9 3922

phm. Gr. ~ ~~~~

m LIX 54 6.59

,, 8 . 1 0 ,, 8.83 8 , 8.57

9.78 IIA 54.9.07

8.28 8.08 s.10

8.84 8.59 8.50 8.27 8.78

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9.39 m I 14' 10.10 I x 10.54 Y 10.19 z 10.51 a' 9.45 h' 9.84 1.'

10.39 d' 10.66 e' 1 0 . 8 1 a 11.07 f i

I I 38 11,29,

m 10.65 '0.77 11.18 10.90 I I .Go 11.20

'1.75 1r . jo I I .67

10.83 10.35

18 41.0 +I?- 2 1 2 . 1 ~

10.28

11.00

I

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII


0

244 241 238 234 234 230 2 2 3

217 211 2 0 2

LOZ

176 I76 170 - 160 159 - - 154 - I47

I45 I44 I43 142 141 140

-

- - - - - - - -

___-__

We1 tzei t

1948 Juni 10.958 I I .“40

13.961

14.962 I h.968

20.976 23.458 24.008

Juli 3.935 4.006 6.936 9.951

14-958 ‘7.974 18.980 19.021 22.988 25.919 26.951

12.97C)

14.014

18.947

13.962

27.912 28.958

30.960 29.980

31.942 Aug. 1.926

4.91 I

5.924 9.906

11.935 12.078 14.882 24.867 28.847

A , F , R sd ,D 2 A , F , R sd,M, I A , F , R s k , D 3 A F , R sk ,D 3 A , F , R sk,D 3 A , F , R d,M, 4 F , H , R k,h12 5 F, H, R sw,&I, b F,H,R sw,M, 6 F , H , R k, D 7 F, H , R k,RI, -

I<, R sw 8

R sw 9 R d,sw -

I<, R k 7 K. R k - R k , M , I 0 R k,M, 10

R w,M, I I R k -

k 12 R R sk 1 3

R sk 13 R sk 13

sk 15 R k 16 R

R sk - 1c 17 R

ed 11 R ed 11 R ed 18 R

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R k 21

K , R 1 k 8

R k, M, -

R rk I ‘4

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5.19 5.3: 5.09 4.99 4.95 5.02 5.49 5.78 5.64 6.3G 6.42 8.43 8.48

8.38 8.49 8.45

10.04 9.69 9.59

10.79 10.42 10.67 10.33 10.87 I I .08

11.29 10.96 ’1.34

11.31 11.70 11.58

12.33

9.31

11.22

-

- -

15 40 45 45 25 30

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25’ 20 18 2 0

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12’ 10:

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insatz 0 -

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289 286 283 276 272 270 -265 254: 241 240 226: 224: 217:

216: 225:

232:

249:

209: 208:

198: 223:

222:

221:

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- 0.809

0.857

0.879 0.900 0.945 0.989 1.031 1.095 1.096 1.299 1.300 7.354 1.412 1.488 I ,506 1.560 1.578 1.579 1.650 1.701 1.720 1.737 1.754 1,772 1.790 1.807 1.823 1.874

0.832

0.878

1.890 1.957 1.989 1.992 2.037 2.197 2.254

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A - 0.490 0.490 0.489 0.489 0.489 0.490

0.497 0..501

0.512 0.512 0.582 0.583 0.611 0.643 0.691

0.746 0.759 0.760 0.821

0.886 0.903 0.920

0.938 0.955 0.973 0.991 1.046 1.066 1.146 I .I 88 1.192 1.251 1.476 1.570

0.492

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m 4.75 4.91 5.08 5.23 5.24

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5.38 5.67 5.96 6.22 6.62 6.63 7.89 7.91 8.24 8.60 9.06 9.18 9.50 9.61 9.61

I 0.04 10.35 10.45 10.57 10.65 10.74 10.85 10.94 I I .03 11.31

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13.00

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Koma

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I Instr. 1 Bem. 19 3ew.

Anm.: I. runde Koma mit zentraler Verdichtung und sternartigem Kern; schmaler Schweif - 2. unsichere Beob. durch Wolken - 3. trotz des hellen Nordhimmels gut mit bloI3em Auge sichtbar - 4. Kern 01113 schwacher als Vgl.* a - 5 . Kern = Vgl.*f?; Schweif sehr diffus - 6. Storung durch Mondlicht und Wolken - 7. Schweif sehr matt, breit und buscliig - 8. Kern sehr schwach; Koma wenig verdichtet - 9. heller Nachbarstern stijrt - 10. der Komet erscheint als ein aul3erst matter und verwaschener Nebel - 11. Koma ltaum verdichtet - 12. die Intensitaten der vom Kometen bedeckten Sterne y und 6 sind in Abzug gebraclit - 13. vom Schweif ist nur nocli eine kurze, breite und diffuse Ausstrahiung der Koma zu erkennen - 14. Komet stelit in sternreicher Gegend: Helligkeitsschatzung schwierig - 15. Komet heute besonders groU - 16. Ausstrahlung kaum noch erkennbar; Positionswinkel sehr unsicher - I 7. der Komet stelit i n einer sehr gedrangten Sterngruppe ; Helligkeitsschatzung unmoglich - 18. die Gesamthelligkeit des groBen, iuI3erst matten Nebels is t schwer zu schatzen - 19. Komet glimmt am mondhellen Himmel ganz schwach auf ; Helligkeitsschatzung uicht moglich - 20. die Intensitat des vom Kometen bedeckten Sterns E ist iu Abzug gebrscht - 21 . trotz bester SichtverhPltnisse nicht mehr zu erkennen.

Die vorstehenden Beobachtungen der Gesamthelligkeit ergeben

H , = 7m54 -k O?II (Harv.) 34 Beob. zwischen 194s Juni 10 und Aug. 24 n2 = 5 . 3 9 Ik 0 . 2 3 (Y zwischen 0.81 und 2.20 a. E.).

Kevnhelligkeit fur Y = I, d = I: 12Y4 (Harv.) aus den beiden photometr. Messungen 1948 Juni 14 und IG. Durchniesser der Koma fur d = I : 3’8.

Die Richtung des Schweifs folgte zu Anfang, als der Komet sich in Sonnennahe befand, nahezu dem Strahlungsdruck der Sonne und war nur weriig nach der Richtung abgelenkt, aus der das Objekt gekommen war. Die in der Tabelle zusammengestellten Abweicliungen des Kometenschweifs von diesen beiden Richtungen geben die wahren Verhaltnisse nur in der perspektivischen Verzerrung wieder. Sie lassen aber deutlich erkennen, wie der Einflul3 des Strahlungsdrucks der Sonne mit wach- sender Entfernung immer geringer und damit die Abweichung der Schweifrichtung von der Kichtung des Radiusvektor immer groDer wird.

23 8 &I. BEYER: I'liysisclie Beobachtungen von Kometen. VII

1948

Juni , I I 1 2

13 ' 4 '4 15 '7 19

24 1-4

J u l i 4

1-1

A 1, w e i c I1 11 n e c n d e r R i c h t 11 11 e d I

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druclts tler Sonne

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12 I 2

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19:

x :

. . . .. . . . - -. .. . - I

lichen Skala geschatzt (s. nebenstehcnde Tabelle).

14.0 und 15.0 sind am roten Ende des 'Spcktrums noch cinige Emissionen bei ctwa 6000 und 6300 A zii erkennen. Heidc I'latten sind iedoch infolge des hellen Himmels (Mitternachtsdainmerung) so ver-

Auf den Agfa rot-rapid-Plattcn von 1948 Juni 5'3O 5580 5163

5130-5095 1737-4053

4368 4312

5 I I! 4211 I 5 1 C N

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4000: 2 I1 1 ' c z !I 4020 4090 2o

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__ - - - . . - von tlcr liichtung

des zuletzt durchlaufenen

Ihhnstiicks

,on der RicI1tung "On der Richtung

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dcs zuletzt durchlaufenen

Ihhnstiicks

0

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0

132: 133: 124. 114;

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116: 116:

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98; 9 9 : :

- - .

Sonnen- abst and

a . E.

1.30 1 . 3 5 1.49 1.51 1.58 1.70

I .74 1.75 1.77 1.79 1.81

1.82

il

b

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C

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12.23 I C 12.02 I) 12.22 E l1.93! F 12.25,

Ort 1855.0

I i m D P

23 24.1 -0 1 2 23 23.6 --o 21- 23 28.0 1 0 8 23 28.4 . t o 18 23 30.0 +o 38 23 32.3 t o 5 1 23 36.5 +-I '8

phm. G r .

m 12.3R 1Z.h.)

1 2 54 13.87 12.13 1 1 - , j I

'2.44

23 8 &I. BEYER: I'liysisclie Beobachtungen von Kometen. VII

Sfieklririn: hIit dcr 50" Objektivprismen-E;aniera von 90 mni Offnung,' f - 35 cm (Dispersion: H f i - H< = 10.8 mm) wurdcii die folgendcn Spektrogranirne erhalten:

Weltzeit Platte B-lichtg. Vergl. - Spck! rum 1948 Juni 13.000 Perutz Panchro-Faclipl. P 2 30 Miii. a Cygni

13.986 Agfa rot-rapid .40 ,, a ,, 14.963 ,, 9 , I5 ,, a ,,

Auf der Platte von 1948 Juni 13.0 wurden die Wellenlangen der Emissionen gemessen (am roten Ende bis zii f 10 A, am violetten rL 2 A unsicher) und die Intensitaten in einer willkiir- lichen Skala geschatzt (s. nebenstehcnde Tabelle).

Auf den Agfa rot-rapid-Plattcn von 1948 Juni 14.0 und 15.0 sind am roten Ende des 'Spcktrums noch cinige Emissionen bei ctwa 6000 und 6300 A zii erkennen. Heidc I'latten sind iedoch infolge des hellen Himmels (Mitternachtsdainmerung) so ver- schleiert, daI3 sie sich schwer ausrnessen lassen.

Komet ASHBROOK - JACKSON (1948 i) I)er Komet wurdc 1948 Aug. 26.3 von J. ASHBROOK (Flagstaff, Arizona) und 14 Stunden spatcr

unabhaxigig von C. JACKSOX (Yale-Columbia-Station in Johannesburg, Siidafrika) als ein verwaschenes Objckt I I I ~ in1 Sternbild Aquarius entdeckt. h'ach A. D. MAXWELL und L. E. CCNSISGHAH bewegt sich dcr Koiiiet in einer elliptisclien Hahn geringer Neigung. Die Rechnungen lassen darauf schlieoen, daI3 dei Komet sich im Jahre 1945 dem Planeten Jupiter his auf 0.3 a. E. genaliert hat , wodurch seine urspriingliche Bahn einc erliebliclic Veranderung erfahren haben diirfte. Iliese Storung wurde auch erklaren. weshalb diescs relativ helle Objekt sich his dahin der Entdeckung entziehcn konntc. Zur &it seiner Auffindiing bewegtc cs sich riicklaufig im nordlichen Teil des Aquarius, wurde um den 20. Okt. rechtlaufig und wandcrte am Ende des Jahrcs iinweit der Ekiiptik durch das Sternbild Pisces. Im 26 cm-Aquatorial zeigte der Ihnie t 1948 Sept. g eine maI3ig verdichtcte Koma von 215 Durchmesser mit cinem sternartigen Kern 121'8 und cincr brciten buschigeii Ausstrahlung nach WSW. Infolgc seines zunehmcnden Abstands von dcr Sonne und Erde wurde er langsam schwachcr iind stand bereits Anfang Janiiar 19-19 an der Sichtgrenze des 26 cm-Rohrs.

Elemente von A. I). MAXWELL, \\;ashington (IAU-Circ. 1183) T = 1948 Okt. 4.679127 LVeltz. 0) = 348'854314 a = 2.344566 L g @ 0 i =-: 12.457756 J

a = 3.S205667 c = 0.3956398

p = 0:13198128

-

1855.0

- 1 4 O403

- 1 4 ~ 6 3 8 0

-14 6361

2 2 h jtj:rz -14'41'

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J3D-Nr . bzw. O r t 1855.0

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- phm. Gr. - tn

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m 12.3R 1Z.h.) 1 1 5 4 13.87 1 2 . 1 3 l Z , j I

-

' 2 .44

M. REYER : Physische Bcobachtungen von Iiomcten.

Be o b a c 11 t u n g e n

V I I 239

il'el t zei t

19-18 Sept. 7.957 9.967

11.g21 23.914 27.908 30.890

Okt. 1.865 4.908

NOV. 5.782 5.897 b.883 8 . ~ ~ 0 5

22.818 25.767 26.74')

Dez. 1.840 2.740 3.740 5.788

21.714 24.726 27.719

20.771 30.774

Jan . 2.70s Marz 2.779

~ 8 . ~ 3 5

- -_ n'l

1eo 1).

in 10.84 10.82

11.15 11.5.4

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12.62 12.43

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12.1s

12.09 12.17 12.51 12.00

12.37 12.36

12.64

12.09

- _

-

Vergl: Sterne Y

- 2 . 3 2 4 2.324 2.323 2.320 2.310 2.318 2.318 2.318 2.326 2.326 2.327 2.323

2 344 2.345 2.350 2.351 2.353 2.355

2.3b3 2.388 2.389

2.393 2.398

2.340

2 . 3 p

2.391

d - 1.315 1.319 I ,324 1.364 1.382 I . 394 1.404 1.423 1.716 1.7=7 1.72~) 1.752 1.923 1.960 1.973 2.039 2.050 2.063 2.089 2.303 2.344 2.384 2.397 2.410 2.425 2.464

- ~

l l l t

her. - 111

11.15 11.16 11.17 I 1.23 11 .26 11.29 I 1.30 11.33 11.73

11.75 11.78 12.00 12.04

11.73

- _.

12.15 12.16 1 2 . 1 g 12.42

12.51 12.52 12.53

12.59

12.47

-

-

- ~~

&-I< -,

111

-0.31 -0.34 - 0 . l B -0.03 7 0 . 2 8 -O.I<) -0.1s -0.08 +o.r7 1-0.10 t0.14 t0 .14

+o.5E '0.43

- -

+0.03 -0.07

-0.25 i0.04 '0.0f

-0.15 -0.1;

4-0.0:

- 0 . I C

- -_

S c hwei f Ins t r.

rz R R R R R R li R R R R R R R R R R R R R 11 R R

R, GR R, GR

G l i

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Bern.

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d, sw k , w, RI,

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ed, RI, k, S W

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- - $ .r: -

I I 2

3 I - - - 4 ,+

4 4 4 5 b

7

8 9 4 4 4

I

10

I0 I 1 1 0

I 2

Anm.: I. m%Big verdiclitete Koma; kurze buschige Ausstrahlung; sternartiger Kern - 2 . unsichere Beob. in Wolkenliicke und Dunst - 3. Komet a m mondhellen Himmel sehr ma t t - 4. aul3erst matter, lcaum verdich- te ter Nebel - 5. Himmel aul3ergewohnlich hell; Helliglceit des Kometen schwer zii schatzen - 6. Komet kaum zu erkennen; Helligkeitsschatzung unmoglich - 7. nicht zu finden; s teht wahrscheinlicli neben einem hellen Stern - 8. heller Nachbarstern s to r t sehr s tark - 9. schwacher Nachbarstern s to r t - 10. unsichere Beob. an der Sicht- grenze des 26 cm-Aquatorials - 1 1 . zu schwach; Helligkeitsschatzung unmoglich - 1 2 im Gr. Refraktor nicht zu sehen.

Da der Sonnenabstand des Kometen sich wahrend der langen Beobachtungszeit nur sehr wenig andert ( Y liegt zwischen 2.32 und 2.40), ist eine Ableitung der fur die Helligkeitseiitwicklung mal3geb- lichen photometrischen Parameter nicht moglich. Legt man 7 i 2 = 2 zugrunde (vgl. Spalten ,,mL ber." und ,,B-R"), so ergibt sich die Normnlkelligkeit

H , = 81'73 (Harv.) Kernhelligkeit fur Y = I, A = I (aus den photometrischen Messungen): 10'!'35 (Harv.). Durchmesser der Koina fur A = I : 415.

Heller Komet 1948 1 Der Kornet wurde zuerst wahrend der totalen Sonnenfinsternis 1948 Nov. I in Nairobi (Ostafrika)

als ein helles Objekt mit langem Schweif etwa 1%" vom Mondrande entfernt gefunden. Der Kopf blieb sogar noch einige Sekunden nach dem Wiederaufblitzen des Sonnenrandes sichtbar. Sieben Tage spater tauchte er ays den Sonnenstrahlen auf und wurde in der Morgendammerung des 7. Nov. in Chile und einige Stunden spater auch jenseits der Datumsgrenze am 8. Nov. in Australien und Siid- afrika wiedergefunden. Um diese Zeit muU der Komet mit einem Kopf 2m und einem etwa 30° langen Schweif immer noch eine glanzende Erscheinung dargeboten haben. Das Perihel hat te bereits 5 Tage vor der Sonnenfinsternis, 1948 Okt. 27.4, in einem Sonnenabstand von nur 0.135 a . E. stattgefunden. Bei seiner Wiederauffindung am 7. Nov. entfernte sich das Objekt bereits sehr rasch von dei- Sonne und vom 20. Nov. ah auch von der Erde, so da0 sowohl seine Helligkeit wie auch die Schweifentwick- lung schnell abnahm. Seine scheinbare Bahn fiihrte ihn zunachst in hohere siidliche Deklinationen, schwenkte aber Anfang Dez. nordwarts, und Mitte Jan. 1949 war der K,oniet auch in unseren Breiten crreichbar. In Bergedorf konnte er erstmalig 1949 Jan. 21 beobaclitet wertlen. E r hat te das Aussehen cines etwa 7' groBen, runden und zentral verdichteten Nebels 8111, dcr mit einem 50 mm-Feldstecher gut zu erkennen war. 'C'Vahrend voin Schweif keine Spur iibi-ig geblieben war, konnte mit dem 60 cm- Refraktor inmitten der hellen Verdichtung noch deutlich ein schwacher Kern 13'" gesehen werden. Anfang April 1949 unterschritt der tief am westlichen Dammeruiigshorizont steliende Komet in der Helligkeit 13" die Sichtgrenze der Refraktoren.

240 M. EBYER: Pl~ysisclie B-obachtungcn von Kometen. VII

Elemente von J. HOROSE, Cordoba (IAU-Circ. 1207): T = 1948 Okt. 27.43384 Weltz. o = 107?26060 q = 0.1352884 0 = 210.29312 1 1948.0

i 23.12318 V e r g l e i c h s t e r n c

_ _ I I ,

5 45.4 -5 31

-4 1261 5)145?7 -4’50’ -3’1 217

-5O1431

HD-Nr. bzw. I pi;. lbez I1 I3ez.l BI>-?;r. Ort 1859.0

11.03 10.35 10.46 10.29 I 0.32

In -1501261 7.65 I! k -15 1265 8.73 1 1 I

-12 1319

I.‘

H C

I

~ --11°1357 - 1 1 1315

-rl 1323 -10 1318 -10 1295

-11 1305

5h44rn7 -6O57’ 5 44.4 -6 57 5 43.5 -6 1 2

G o . O I O 2 I 1 . 6 j

6 3.3 +O 26 1:.51 6 0.7 1 0 3 12.19

6 3.2 - to 24 13.08

9.12 1 1 w 9.01 I x

11.00 I 2 11.42 ,I A

9.35 I1 s

10.78 I, B

1949 Jan. ~ I . ( ) I S 22.886 26.825 28.86g 29.83‘) 30.823

Febr. 1.823 2.822 4.897 5.804

20.843

23.844

31.830

17.81 1

14.919

22.776

25.908 27.913

Marz 2.79‘) 23.874 24.828 28.821

29.837 30.330 31.846

April 1.877

1948 Sov. 12.07

15.06

23.15

In 8.31 8.14 8.55: 8.60: 8.75 8.58 8.80 8.89 9.04 9.07 9.18

11.24: 10.86 70.75 11.04 I I .v8 10.73

10.58 12.05:

12.55 12.32

-12.5: - 1 2 . 5 :

10.44:

12.21

12.89:

2.0

2.5

4.5

I

- 2.023 2.039 2.101

2.136 2.151 2.167 2.182

2.199 2.213 2.247 2.265 2.448 2.480 2.493 2 . 5 2 2

2.539 2.567 2.600 2.641 2.938 2.953 3.008 3.021 3.034 3.048 3.063

0.585

o.G61

0.869

I 3 e o h a c h t u n g e n - _- ,I -

1.228 1 . 2 5 0

1.334 1.381 1.403 1.428 I .452 1.475 1.499 1.549 1.57’

1.930 1.951 2.002

2.033 2.085 2.141 2.218 2.801 2.82d 2.940 2.966 2.993 3.022 3.051

0.577

0.568

1.874

0.556

- - -

mt her. -

L11 8.61 8.67

9.08 9.15 9.20 9.27 9.33 9.39 9.53 9.59

10.28 10.40 10.44 10.54 1o.ho 10.71 19.Sr 10.95 11.88 11.02 12.08 1 2 . 1 1

8.94

- - 12.23

2.04

2.48

3.53

-

B-R

I11 -0.30 -0.53 -0.39’ 43.39 -4.40 -4 .62 -0.47 - 0 . 4 4 -0.35 -0.46 4 . 4 1 i 0.96. +0.4G t0.31 ~ 0 . 5 0 -to.48

-0.37: -0.37 i0 .17 i 0.63 .r0.24

+ o 0 2

t v 10 - -

t 0.66

0.0

0.0

t1 .o

5’ 7 4.5 5 4.3 7 9 0.3 9 7

G 4.3 3.7 4.0 3.6 4 3.7 3.8

-1.5 -2.4 . -1.6

n

- 2

- -

-1.3

-. .-

Kern- hell.

. -

Instr.

E’, H, R ’, HI It , GH

11, I<, H I<, R K. R

H , I < , R K , H K. H

F, K, R K, I t

K.GR R K H K R R K

R, GR I< R

R. GR R , GR K R

H, CR

I -

Rem.

sk ed sd

d, sw d k

ssk ssk sk

ssd, M,

ssd d ed sk

k, sw k,sw k, sw ssk k sk sk Sk d sd ed

ssk, ll*

Be&. von E. I.. JOIfNSON, Johannesburg

Beob. von E. L. JOHNSON, Johannesburg

k o b . von ADAMOPOULOS. Athen

(IAU-Circ. 1193)

(IAU-Circ. 1x93)

(IAU-Circ. I 196) Anm.: I . runde, gut verdichtete Koma mit sternartigem Kern - 2. tiefer Stand; Kern im 60 cm-Hefraktor

kaum erkennbar - 13m - 3. dunstige Liift; Komet sehr mat t - 4. Sachbarsterne storen die Beob. - 5. Hel- ligkeit wcgen storender Nachbarsterne und dunstigcr Luft unsicher - 6. runder, matter Nebel mit mll3iger Ver- dichtung - 7. sehr tiefer Stand; wolkig und dunstig; Helligkeit unsicher - 8. der Komet beriihrt einen helleren Stern und ist wegen seines tiefcn Standes schwer zu beobachten - 9. nlaOig verdichteter Kebel mit sternartigem Kern - 10. Komet auDerst mat t ; Beob. unsicher - XI. Komct sehr verwascllen und matt - 12. die Intensi t i t eines mitgeschatzten Sterns 13p8 ist von der Gesamthelligkeit in Abzug gebracht - 13. im 60 cm-Iiefraktor noch gut siclitbar; Kern unsichtbar und schwacher als 14m - 14. in dunstigerLuft nurblickweise alsein sehr matterh’ebel -r21!15 angcdeutet; genaucre Helligkeitsschatzungen unmoglich - 15. auBerst ma t t ; auch im 60 cm-Refraktor eiu schwieriges Objekt.

Fiir die Ablcitung dcr Normnlltelligkeit H , und des Exponenten n2 wurdcn ZUT Erganzung dcr cige- nen Reobachtungen die oben niitgeteiltcn drei visuellen GrijBcnangaben von E. I,. JOHNSOS. Johan- nesburg und G. ADAMOPOULOS, Athen, herangezogcn. Die strcnge Ausgleichung aller Beob- achtungen ergibt :

I f , , = 5m36 *om49 (Harv.) 27 Beob. zwischen 1948 Nov. 12 und 1949 Apr. I n2 = 3.66 f 0.52 ( r zwischen 0.58 und 3.0G a . E.).

C d

a b

1949 Jan. 30.806 31.848

Febr. 1.766 2.756

77.783

25.785

22.776 23.862

Marz 2.828

1948 Nov. 24.84 29.08

h m 0 1 h m o I D 11.80 2 26.7 -0 46 1 2 . 0 1 i I Zh3?7 +;50) 1 1?31

2 26.9 -*o 37 12.38 k 2 34.9 +7 57 12.99 I2.I . j 2 27.0 +o 0.4 12.06

2 20.9 -I 1 4 12.43 1, 11 2 20.5 -0 11 11.90

2 26.6 -I 57 2 26.7 - 2 4 2 26.7 -I 18

111 12.10 12.29 12.09 12.15 12.82 -

-13 - - 8.0 9.0

1.934 1.944 1.954 1.963

..IS5

2 . 1 2 1

2.175

- -

1.375 1.400

B e o b a c 11 t u n g e n --I ~-

I. 761 1.787 1.811 1.833 2.215 2 .313 L ,369 - -

111 11.58 11.95 12.01

12.07

13.03

13.38 -

- -

111 +0.22

+0.34 -to.os +o.os -0.21 -

-0.38 - -

Iioma Kern- hell. Instr. Bem.

R R

R, GR R R R

R, GI2 GR

k ssk ssk

s k , &I, sd Sk s 1; I ed

1.154 I 8.56 I -0.56 I\Beob.von E .L . J o h n s o n , Johannesburg 1.113 I 8.61 +0.39 (IAU-Circ. 1191 u. 1194)

Anm.: I. 1949 Jan. 22.79 Wzltzeit 20 Min. lang vergeblich gesucht; heute etwa 1/2" vom Ephemeridenort entfernt gefunden; sehr matter und kaum verdicliteter Nebel oline Kern - 2. i n clunstiger Luft an der Sichtgrenze des 26 cm-Aquatorials; Beob. sehr schwierig - 3. trotz bester Sicht nicht gefunden - 4. glimmt nur noch ganz schwach auf; genaue Helligkeitsscliatzung umnoglich - 5. mit den1 Go cm-Refraktor nicht mehr zu sehen.

Die Untersuchung der Helligkeitsentwick!ung ist schwierig, da nur 5 yhotometrisch gesicherte Beobachtungen fur einen kurzen Zeitabschnitt von 19 Tagen vorliegen. Unter Einbeziehung der aus der Entdeckungszeit stammenden GroBenschatzungen von E. L. JOHNSON (Johannesburg, Siidafrika) und des sehr unsicheren Werts fur 1949 Febr. 23 erhalt man:

01!'50 (Harv.) H , = 6?01 n2= 6.48 5 0.73

8 Beob. zwischen 1948 Nov. 24 und 1949 Febr. 23 (Y zwischen 1.38 und 2.19)

Ein Kern war 1949 Febr. auch im 60cm-Refraktor nicht zu erkennen und somit bestimmt schwacher als 14m$. Danach mu13 die Kernhelligkeit fur Y = I, A = I unter II?S gelegen haben. Der Durchmesser der Koma'fur d = I nahm von etwa 4:s (Jan. 31) auf etwa 215 (Febr. 23) ab. Ein Schweif wurde nicht beobachtet.

Periodischer Komet SCHWASSMANN-WACHMANN I (1925 11) Der 1927 Nov. I$ von A. SCHWASSMANN und A. A. WACHMANN in Bergedorf entdeckte Komet

ist durch seine auI3ergewohnlichen Helligkeitsschwankungen bekannt geworden. Diese Schwankungen sind urn so bemerkenswerter, als der Komet sich in einer kreisnahen Bahn bewegt und der unterschied- liche EinfluB der Sonnenstrahlung daher relativ gering ist. So andert sich seine Entfernung von der

16 Astron. Nachr. Bd. 278

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII 241

Kernhelligkeit fur Y = I, d L- I (aus den beiden photometrischen Werteii :) -IO~!'Z; wahrscheinlich etwas veranderlich und oft schw" 'ic 1 ier.

Der Durchmesser der Komu fiir d =I stieg von etwa 7' (1949 Jan. 23) auf rund 1315 (Febr. I ) an, um dann wieder langsam auf 4 3 (Marz 31) zu fallen. Da der Komet nur in ziemlich geringen Hohen zu beobachten war, sind die gefundenen Durchmesser der Konia in hohem MaI3e von dei wechselnden Durchsichtigkeit der Luft abhiingig.

Die oben bestimniten Werte fur H , und n2 ergeben fur cleii Zeitpunkt der totalen Sonnenfinster- nis 1948 Nov. 1.2 die Kometenhelligkeit --o1!'g.

Komet BESTER (1948 m) Der Komet wurde 1948 Nov. 24 von J. M. BESTER (Boyden-Station der Harvard-Sternwarte,

Sudafrika) als ein Nebel 8 am Ort 7h ~3~1'6, -74O 35' im Sternbild Volans entdeckt. Obgleich das Objekt sich ziemlich rasch nach N bewegte, konnte es hier erst von 1949 Jan. 30 ab beobachtet werden, als seine Helligkeit bereits auf IZ?I gesunken war. I m 26 cm-Aquatorial hatte der Koniet das Aus- sehen eines etwa 215 groGen, runden, kauin verdicliteten Nebels ohne Kern und Schweif.

Elemente von I<. FRANKLIN, Berkeley, Cal. (TAU-Circ. 1202) : T = 1948 Okt. 22.93672 Weltz. q = 1.2741366

w = 274025516 f? = 66.91894 1 1948.0 i = 87.62326

Periodischer Komet SCHWASSMANN-WACHMANN I (1925 11) Der 1927 Nov. I$ von A. SCHWASSMANN und A. A. WACHMANN in Bergedorf entdeckte Komet

ist durch seine auI3ergewohnlichen Helligkeitsschwankungen bekannt geworden. Diese Schwankungen sind urn so bemerkenswerter, als der Komet sich in einer kreisnahen Bahn bewegt und der unterschied- liche EinfluB der Sonnenstrahlung daher relativ gering ist. So andert sich seine Entfernung von der

16 Astron. Nachr. Bd. 278

24 2 M. REYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII

Sonne innerhalb cines Umlaufs von 16.4. Jahren nur zwischen 5.51 und 7.43 astr. Einh. Eine niihere Untersuchung der Helligkeitsanderunger; ist von N. KICHTER in Astron. Nachr. 271.207 (1941) auf Grund von 141 photographischen Helligkeitsangaben aus den Jahren 1927-39 durchgefiihrt worden. Danach schwankt das Licht des Kometen vollig unregelmaiBig zwischen 15u' und 1 8 ~ . Zeitweilig treten jedoch plijtzliche Helligkeitsausbrii'che bis zu 12'~ auf, die gewohnlich nur wenige Tage an- dauern. Kachdem N. KICIITER irn Jahre 1939 eiiien Zusammenliang zwischen einem Helligk.eitsaus- brucli des Kometen 1g3gd und h d e r u n g e n in der Ultraviolettstrahliing der Sonne gefunden hatte, wurden auch die Beobachtungen des SCHWASSMANN-WACrfMAsNschen Kometen (1925 11) daraufhin uberpriift. Ein eindeutiger Nachweis war jedoch auf Grund des durftigen und wenig einheitlichen Beobachtungsmaterials nicht zu fuhren. Seit mehreren Jahren wird der Komet nuii von G . VAN BIES- BROECK fortlaufend photographisch iiberwacht. Dabei wurde 1946 Jan. 25 ein besonders heftiger Hel- ligkeitsausbruch beobaohtet. Nachdem der Komet in den Monaten Dezember 1945 und Januar 1946 sehr lichtschwach gewesen war, stieg seine Helligkeit 1946 Jan. 25 plotzlich auf 101'2 an, erreicllte in den folgenden Tagen ein Maximum 9714, fie1 dann allmahlich ab und war 1946 Febr. 8 schon wieder auf 15" gesunken. In Publ. Astr. Soc. Pac. 59.30 (1947) weist S..B. XIcrIoLsoN darauf hin, da13 dieser gewaltige 1-ichtausbruch mit demDurchgang der grii13ten von ihm photogaphierten Fleckengruppe auf der Sonnenscheibe zusammenfiel. Da eine moglichst sorgfaltige 'Cberwachung derartiger Ausbruchesomit wichtig erscheint, wurde der Komet auch hier auf das Bcobachtungsprogramm gesetzt, obgleich seine Helligkeit mcistens weit unter der Sichtgrenze der hier verfugbaren Refraktoren liegt. So gelang es denn auch, einen weniger heftigen Helligkeitsausbruch im Jan. 1949 zeitlich sehr sicher zu erfassen und photometrisch zu verfolgen. 'Cber das Zusammenfallen dieses Helligkeitsausbruchs mit dem Vor- ubergang einer groI3en Fleckengruppe auf der Sonnenscheibe, der auf unserer Erde starke magnetische und ionospharische Storungen hervorrief, sind weiter unten nahere Ailgaben gemacht.

Elernente von HERCET, Astron. Journ. 52. Nr. 1165: T = 1941 Juni 9 . 4 ~ 3 7

e = 0.13550705 o = 356.22129 rg5o.o a = 6.38653498

4 = 5.5228435 p = 0.061038443

lkf = 350(157422

= 322.00407 1 z -= 9.51564

Von den zwischen 1948 Jan. 18 und 1949 Mai I hier erhaltenen 55 Beobachtungen sind im folgenden nur die 15 Helligkeitsschiitzungen wahrend des Lichtausbruchs zwischen 1949 Jan. 21 und Febr. 27 mitgeteilt. An den ubrigen Tagen war der Komet niclit zu sehen.


.

I I I1 I I

h m s 0 1 m q E 52 55.9 1.18 58.0 15.80 I 8 51 55.9+18 58.5 15.26 s 8 51 57.6 +I8 57.5 15.85 I 8 51 16.5 +19 5.0 14.79

-t19 1.8 15.20 u R 51 18.4 +18 58.0 15.30

B e o b a c 11 t u n g e n -. . - .____ . -

I

7.210 7.210 7.210 7.210 7.210

. 7.210 7.211 7.211 7.211 7.211 7.211 7.211 7.212 7.212 7.212

Weltzeit

1949 Jan. 21.969 23.012 26.923 29.868 31.029 31.897

2.847 5.984 17.867 19.931 20.882

25.788

Febr. 1.y29

23.900

27.935

Vergl. beob. 1 Sterne 1 1 A 1

- 1 j . 2 :

14.21 13.47 13.78 13.86: 13.91 14.01

13.75 14.10 14.51:

-14.9 -15.0

-15.3 -15.3 -15:

6.251 6.247 6.235 6.230 6.229 6.229 6.228 6.228 0.229 6.256 6.272 6.279 6.296 6.307 6.322

I 0.5: 0.7 0.8 0.7 0.8 1.1 1.2 1.2 x.1

0.7 -

0.9 0.8 0.6

Kern- hell. Instr. Bem. 1 Anm.

- 9 [16m

-16 Q ?

-16.5 a ? 0 [16

-15.5:

-16.5: -16.5: - -

-16.5: -16.5: -16.5)

GK GR

CR, K GR CR GR GR GR GR GK GR GR GK CR GR

sk ed. sw

sd d k

ssk ssk

ssk, M, sd sd ed sk

k , sw

sk t

I 2 2 3 4 - - - 5 6 7 7 7 7 8

Anm.: I . erstmaligsicher im 60 cm-Refraktor erkannt ; Komet sehr klein. kaum verdichtet und matt; Hellig- kcit schwer zu schatzen, bestimmt unter ~51" - 2. heute vie1 hcller; runde und schwach verdichtete Koma - 3. sehr

A t . BEYER: I’hysisclie Beohaclitungcn von Kometen. 1’11 243

verwaschener, unverdichteter Sebel - 4 . fluchtige Beob. in M‘olkenliicke - 5 . t ro tz leichter ?\ufIiellung des Him- mcls durch Mondscliein, gut als kaym verdichtetes Nebelwiilkclien zu erkennen - 6 . dunstig; Beol). sehr schwierig - 7. .%uOerst mat ter Nebel; a n der Sichtgrenze tles Go cm-Refraktors -* 8. tiicht nielir sicher zu erkennen.

An 7 Tagen wurde ein exzentrisch im westlichen Teil des Xehels liegender scliarfer Stern 1 6 ~ bis 16?5 bemerkt, dessen Identitiit ntit dem Kern wahrscheinlich ist.

Beziehungen zwischen den Helligkeiteschwankungen der Kometen und der Sonnentatigkeit Die Helligkeitsentwicklung der Kometen ist ini allgemeinen so eng init dem Sonnenabstand

verknupft, dal) sic sich durch das einfache Gesetz h = rG darstellen IaOt. I)cr Exponent tz2 bestimmt

dabci den Grad der Heftigkeit. mit der ein Komet auf die Menge der einfallenden Sonnenstrahlung reagicrt. Der Wert fur 7t2 liegt zumeist zwischen 2 und 6. vorwiegend um n2 = 4, und durfte als Mall- s tab der Reaktionsfahigkeit eine der wichtigsten Charaktereigenschaften cines Konicten darstellen. Abcr nicht in allen Fallen verlauft die Helligkeitsentwicklung so gesetzmaiig, daJ3 sie sicli rechncrisch crfasscn IaBt. So haben manche Kometen ein vijllig abweichendes Verhalten gezeigt, indem sic ihre grdl)te Helligkeit viele Wochen vor odcr nach dem Perihel erreichten. Yeistens wurden diese unge- wohnlichen Erscheinungcn durcli starkere Lichtausbruche eingeleitet, die wahrschcinlich erhebliclie Veranderungen im Auf bau dieser Himmelskijrper zur Folge hatten. S a c h besonders grol)en Aus- bruchen ist es zuweilen sogar zii einem fast vdligen Verliischen. zu Spaltungen oder zur AuflGsung von Kometen gckommen. Sclion 1932 unternahmen H. H. MARIS und E. 0. HULBURT I) dell Versuch, die auffalligsten Erscheinungen dieser Art als Folgen bcsonders heftiger Ausbruche von Cltraviolett- Strahlung auf der Sonne zii deutcn. I n spateren Arbciten hat 5. KICIITER 2, diese Untersuchungen auf den Kometen JURLOF-AC~IMAROF-HASSEL (1939 d ) sowie auf den SCHWASSMAIU,U-C\’ACI~~ASN- schen Kometen (1925 11) ausgedelint und in einzelnen Fdlen ein Zusamnientreffen von Lichtaus- briichen mit ionosphiirisclien Storungen nachweisen konnen. Neuerdings vermutet P. BERNARD 7 Zusammenhange mit den irdischen Sordlichterscheinunwn und glaubt, die Ursachen der IIelligkeits- ausbriiche der Kometen in iihnlicher Weise deutcn zu konnen. Dicse Arbeiten konnten indessen nur tastende Versuche bleiben, da fiir genauere Untersuchungcn die Grundlagcn in Form Veil hinreichend vielen und einheitlich durchgefiihrten systematkchen Heobachtungen fehlten. Nach den Erfahrungen des Verfassers durfte es uniniiglich sein, derartige Aufschlussc aus den gelegentlichen Hclligkeits- angaben der Himmelsphotographen gewiniien zu konncn, da es sich hicr zumeist um rohe Schatzungen handelt, die of t um mehrere GriiBenklassen vom wahren Wert abweichen. Wie gefahrlich andererseits die Heranziehung von visuellen Helligkcitsschatzungen verschiedencr Beobachter ist, durften die irn vorigen Hericht (Astron. Nachr. 275.244) gegebencn kritischen Bcmcrkungen zu den GroOenangaben fur den Kometen WHIPPLE-FEDTKE (1942 g) gezeigt haben.

Unter den oben behandelten Kometen der letzten Jahre befinden sicli mehrere, dercn Hellig- keiten zuweilen erhebliclie sekundare Schwankungen erkcnncn lassen. Die in den Spalten B--K der Zusammenstellungen der Helligkeitsbeobacht ungen aufgefiihrten Diffcrenzen zwischen den beobachtcten und den mit Hilfe der abgeleiteten photomctrischen Parameter gerechneteii Helligkeiten sind stellenweise vie1 zu groJ3, um als zufiillige Beobachtungsfehler gedeutet zu werden. Die GrBOe dieser Fehler IiiiLlt sich zwar sehr schwer abschgtzen. Die cingangs erwahnten Reobaclitungen von Kugclhaufen und Nebeln liefern liier keine Aufschliisse, da diese Objekte stets an dieselben Ver- gleichsterne angeschlossen wurden, was bei den Kometen iiur hijchst selten vorkommt. D a aber die wechselnden Heobachtungsbedingungen keine nennenswerten systematkchen Abweichungen hervorrufen, konnen sich die Feliler im wesentlichen nur noch aus der Cnsicherheit der Helligkeits- schatzung und den restlichen Kullpunktfehlern der jcweils benutzten Vergleichsterne zusammen- setzen. Die Unsicherheit der Helligkeitsschatzung ist bei Auf hellungen des Himmels durch Mond- schein oder Dammerung etwas groDcr als sonst, und sie nimmt noch zu, wenn die Helligkeit des Kometen der Sichtgrenze des benutzten Fernrohrs sehr nahc komnit. I m 26 cm-Aquatorial liegt diese GrenzgrijDe fur Sterne bei etwa 15l’o. Fur die diffusen Kometen liegt sic erheblich niedriger und diirfte in mondlosen, klaren Nachten, je nach GroRe und Verdichtung der Objektc zwischen etwa rzm und 13415 liegen. I n der Nahe dieser Grenzen konnen die Fehler in ihrer Gesamtheit sicherlich Betrage bis zu *0?4 erreichen. wzhrend sie unter norrnalen Bedingungen nur sclten *tom25 iibcrschreiten. Iler mittlere Fehler durfte etwas unter f o ’ f ~ liegen. Wcnn nun die einzelnen B-R-

I

9.

1) H. B. MARIS and E. 0. ~ I U L B U R T : Comets and terrestrial magnetic storms. Phys. Rev. 33.1046 (1929); H. B. NARIS: The ultra-violet l ight theory of comet activity. Pop. Astr. 40.268 (1932).

2) N. HICSITER: Helligkeitsschwankungen der Kometen und Ultraviolettausbriiche der Sonne. Astron. Xachr. 269.103 (1939) ; Helligkeitsschwankungen der Kometen und Sonrientatigkeit. Astron. Nachr. 271.207 (1941) und 277.12 3(1948).

) 1’. BERNARD: Sur l a relation de certaines transformations combtaires avec les perturbations du champ magnbtique terrestre. (1. R. Acad. Sc. Par is 224.205) (1947) .

16*

244 M. BEYER: Physische Bcobachtungen von Kometen. VII

M'ertc unter einigermaBen gleichbleibenden, normalen Voiaussetzungen Hetrage von mehr als I ~ O aufweisen, so sind diese zweifellos auf sekundare Hclligkeitsanderungen der Kometen zuruckzufuhren.

Die Wahrscheinlichkeit der von K. RICHTER vermuteten Zusammenhange zwischen den groI3en Helligkeitsausbriichen und solaren Erscheinungen ist nicht von der Hand zu weisen, da die Sonne die einzige Energiequelle ist, die derartige Vorginge auslosen konnte. Es erscheint zunachst aber f raglich, ob auch die kleinen Helligkeitsschwankungen der Kometen derart ige Zusammenhange erkennen lassen. Eine zwingende Notwendigkeit dieser Aiinahme scheint durchaus nicht zu bestehen. Man diirfte es eher als ein Katurwunder betrachtcn, wenn diese so fluchtigen, ungleich beschaffenen und wenig stabilen Himmelskorper angesichts der durcli den normalen EinfluJ3 der Sonnenstrahlung auftretenden siclitbaren Umwandlungen auBerst strenge GesetzmaBigkciten im Leuchten aufweisen wurden. Es ist vie1 ehcr anzunehmen, daB die Verdampfungsvorgange mehr oder weniger starke Veriinderungen des Kerns und der Koina hervorrufen, die ihrerseits Helligkeitsainderungen zur Folge haben.

Die wesentlichsten Veranderungen in der Zusammensetzung der Sonnenstrahlung durften von den Tatigkeitsherden dcr Sonnenoberflache ausgehen, die sich fast stets durch das Auftreten von Fackeln und Flecken veriaten. Seit langem ist der Zusammenhang zwischen groI3en Nordlichtern und erdmagnetischen Storungen mit den Vorubergtingen von groUen Sonnenfleckengruppen vor der Mitte der Sonnenscheibc bekannt. Achtet man aber gelegentlich der in unseren Breiten auftretenden Nordlichter auf den jeweiligen Zustand der Sonnenoberflache, so ubcrrascht die Tatsache, wie wenig straff diese Korrelation im allgemeinen ausgepragt ist. Zuweilen wandern riesige Fleckengruppen durch den Zentralmeridian der Sonne, ohne ein Aufleuchten unserer hochsten atmospharischen Schichteii hervorzurufen. Unigekehrt sucht man bei hellen Nordlichtern oft vergeblich nach sichtbaren Stdrungsherden a u f der Sonnenscheibe. Auch die zeitliche Abhangigkeit tritt wenig klar hervor. So fanden z. B. die erdmagnetischen Storungen 1948 Marz 15 und Aug. 8 fast gleichzeitig mit dem Durchgang groBer Fleckengruppen, das sehr helle Kordlicht von 1949 Jan. 25 mehr als 3 Tage spater s ta t t . Diese Reobachtungen lassen vermuten, daI3 die eigentlichen Storungsherde nicht in den Sonnenflecken, sondern in den vorwiegend in ihrer Nachbarschaft auftretenden Eruptionen zu suchen sind. Nach X. WALDMEIER 1) sollen dafiir die durch eine besonders hohe Intensitat der grunen Korona-Gnie 5303 A gekennzeichneten C-Gebiete der Sonnenkorona in Betracht kommen, die zumeist in Verbindung mit k'leckengruppen, vereinzelt aber auch in vollig fleckenfrcien Gegenden vorkommen. Da diese C-Gebiete nur am Sonnenrande zu beobachten sind, laBt sich ihre Lage und Intensitat wahrend ihres 7 Tage spater erfolgenden Meridiandurchgangs nur sehr unsicher angeben. Ob nun diese C-Gebiete der Korona, ein gehauftes Auftreten von Eruptionen oder langsamer ver- laufende Entwicklungsvorgange der Fackeln und Flecken als Quellen einer erhohten Ultraviolett- oder Korpuskularstrahlung in Betracht kommen, erscheint zunachst weniger wichtig als die Fest- stellung, daB die Sonnenflccken in den meisten Fallen das Vorhandensein solcher Storungszentren anzeigen, und ihre GroBen und Entwicklungszustande auch Schlusse auf den Umfang ihrer Aktivitat zu ziehen erlauben. Aus diesem Grunde wird die Sonnenflecken-Statistik auch heute noch vorwiegend fur die Untersuchung von erdmagnetischen Schwankungen und den damit verknupften Erscheinungen herangezogen.

Die vor hundert Jahreii von I<. WOLF cingefuhrten Sonnenflecken-Relativzahlen R = K (10 - g + f ) , wobei g die Anzahl der an dem betreffenden Tag sichtbaren Fleckengruppen, f die Gesamtzahl der Einzelflccken und I< cine vom Beobachter und Instrument abhangige Konstante bedeuten, stellen irn groDen gesehen den Ablauf der Sonnentatigkeit sehr gut dar. Da diese Zahlen weder die Lage der Flecken auf der Sonnenscheibe noch ihre GroI3en berucksichtigen, durften sic jedoch in der vorliegenden Form fur eiuen Nachweis von Reziehungen zwischen den Sonnenphano- menen und kurzfristigen irdischen Erscheinungen wenig geeignet sein, zumal wenn es sich darum handelt, zeitliche Korrelationen zu priifen. Fur diese Zwecke sind daher in den letzten Jahren von verschiedenen Instituten besondere Relativzahlen fur mehr oder weniger eng begrenzte zentrale zonen der Sonnenscheibe abgeleitet worden. Die in ,,Observations Solaires" z, vom Fraunhofer- Institut in Freiburg i. B. veroffentlichten Zahlen beziehen sich auf e in zentrales Feld von einem Viertel des Sonnendurchmessers. Fur die vorgesehenen ionospharischen und erdmagnetischen Unter- suchungen diirfte dieses kleine Feld ausreichen, sofern man annimmt, dall die stijrende Strahlung die Sonnenoberflache in nahezu senkrechter Richtung verlaot. Je kleiner das Feld gewahlt wird, desto genauer werden die storenden Herde zu lokalisieren und die zeitlichen Zusammenhange, insbesondere die Laufzeit dcr wahrscheinlich in Betracht kommenden Korpuskularstrahlung, zu bestimmen sein. Es ist aber zu bedenken, daI3 innerhalb cines derartig eng begrenzten Feldes nur die in der Niihe des Sonnenaquators be findlichen Fleckengruppen erfaJ3t werden und eine griiUere Gruppe bestenfalls an 3 Tagen in den Relativzahlen auftreten kann. Sonnenflecken, die mehr als

*) Z . f . Astrophys. 19.21 (1939). *) Service de Pr6vision Ionosph ique Marine, Observations Solaires. F

M. REYER : Physischc Beohachtungen vnn Koineten. VII 24 5

14' heliographkchen Breitenabstand vom Mittelpunkt der Scheibe aufweiscn, werdcn uberliaupt nich t einbezogen.

Fur die Beurteilung voii Rcziehungen zwisclicn der Sonnent Bt igkeit und den sckundiiren Hcl- ligkeitsschwankungen der Kometen durftc die Zugrundelcgung eincs derartig eng bcgrcnzten Fcldes kaum gerechtfertigt sein, d a die Hclligkcits~nderungcn anch dann auftreten, wcnn fur die Komctcn in hoheren heliozentrischen Breiten innerhalb des dann fiir sie in Retraclit kommcnden zentralen Feldes kaum noch Sonnenflecken auftreten ktjniien. Das ZeitmaB der Schwankungen deutet iiberdies auf Einwirkungen von etwas liingerer Dauer I i in . I n diesem Zusammenhange sci auf cine Hemerkung von S. €3. KICHOLSOS 1) hingewicsen, woiiach ein EIclligkeitsausbrucli dcs I. SCHWASSMANN-WACH- MANsschen Kometen (1925 11) im Januar 1946 gcrade in.dem Augenblick einsetzte, als die gewal- tigste Sonnenflcckcngruppc der letzten Jahrzchnte fur den Kometen a m Ostrand der Sonne auf- tauchtc. Die groI3te Helligkeit t ra t dabei 3 bis 4Tage vor dem Mcridiandurchgang ein und die Aufhellung dauerte bis zum Verschwinden der Fleckengruppe am Lf'estrand an. Die Heranziehung der WOLFS,C~CII Relativzahlcn fur die ganzc Sonnenscheibe erscheint andererseits cbenfalls bedenk- lich, weil in diesen die in den Randgebieten befindlichen Fleckengruppen mit einem vie1 zu hohen Gewicht vertreten sind. Wenn aucli die Zahl der Einzelflecken durch die perspektivische Schrunip- fung am Sonnenrande wesentlich kleincr ausfiillt, so werden dic Gruppen als solchc doch genau so gewertet, als wcnn sie im Mittelpunkt der Sonnenscheibe stunden. Es bleibt somit niclits anderes iibrig, als besondere Relativzahlen fur cine groBere zentrale Zone odcr f u r die ganze Sonnenscheibe unter Rerucksichtigung des geringeren Einflusses der Randpartien abzuleiten. Nimmt man in grober Saherung an, da8 dcr EinfluU cines Tatigkeitsherdes vom Mittelpunkt der Sonnenscheibe zum Rande mindestcns niit dein Kosinus des heliographkchen Langenunterscliiedes abnimnit, so waren die Relativzahlen f u r die Gruppen dcr Randzone etwa mit den1 Faktor in Apsatz zii bringen. I m vorlicgenden Fall wurde die Sonncnscheibe in drei konzentrischc Zoiien eingcteilt. Die Relativ- zahlen innerhalb dcr zentralen Zone vom Sonnenmittelpunkt bis zu 30" Abstand (0.5 Sonnenradius) wurden voll gereclinct, dicjenigen der Zonen 30' his do" und 60' bis 90' mit den Faktoren '/2 bzw. multiplizicrt.

Eine weitere Scliwierigkeit bestcht nun darin, daB die Konicten wahrend der Heobaclitung gewohnlich in ganz andcren hcliozentrischen I-iingcn und Breiteii stchcn als die Erde. Da die Ko- meteii sich somit aucli einem ganz aiideren Teil der Sonnenoberflachc gegenuber befinden, ist es erforderlich, diesen zu bestinimen und die jeweils fur den Kometen giiltigcn Kclativzahlcn zu er- rechnen. I>iese Aufgabe ist insofern schwierig, als f u r die uns unsichtbaren Gegeiidcn dcr Sonnen- oberflaclie nur unsichei-e Angaben zu maclien sind.

Lm ein verglcic1il)ares Bild zu gcwinnen, wurden z u n k h s t die Differenzen der heliozentrisclicn Langen von Erde und Komet unter Berucksichtigung der M:inkelgeschH.indigkeit dcr Sonnenrotation in Zeitdifferenzen verwandelt, die uns die Zcitpunkte liefcrn, a n dtnen die Nittclpunktc der Sonnen- scheibe, von der Erde betrachtet, die gleiclien hcliographischen Langen zeigten, wie sie sich dem Kometen zur,Zeit der Beobaclitung botcn. I n den beigefiigten Abbildungen I bis 3 sind die Ko- mctenbeobachtungen zeitlich so versclioben dargcstellt, daI3 die Ordinaten glcichen Zentral-Mcridia- ncn der Sonnenoberflache entspreclicn. IXe f iir die einzelncii Kurvcn giiltigen Zcitskalen sind auf ihreii waagerecliten Hauptachsen cingetragen.

Als Grundlagen fur die Ableitung der Relativzahlen stehen fiir die Beobachtungcn des Jahres 1948 die hervorrageiiden synoptischen Tafelii dcs Frauntiofer-Instituts in Freiburg i. 13. ziir Ver- fugung, die samtliche Erscheinungcn dcr l'liotosphiire, Chromospharc und Korona fiir jeden Tag des Jalircs auf 40 mm grol3en Soiinenbildern darstellen. In cinein Anhang sind ausfuhrliche Angaben ubcr die hcliographisclien Koordinaten, den Entwicklungsgrad und die Zahl der Einzelf lecken der Gruppen mitgeteilt. Vor einer Verwcndung dieser Tafeln mussen jedoch auch die jewciligcn lielio- zentrischen Rreiten der Kometen berucksichtigt wcrden, die in den zur Verfugung stehenden Reob- achtungsreihcn zum Teil schr 6'01) sind. Zu diescm Zwecke wurden transparente orthographisclie Xetze rnit den drei vcrschicdenen Zonen f iir die in Frage kommendcn Achsenneigungcn gezcichnet, SO daB die Auszahlung der Fleckcngruppen durch Auflcgen dcr Ketze und die Ableitung dcr Kelativ- zahlen auf Grund der im Anhang fiir jeden Tag und jedc Gruppe mitgcteilten Zahl der Einzel- flccken erfolgen konnte. Dieses Verfahren ist nur zuhssig. wcnn man annimmt, daB innerhalb des durch die verschiedenen heliozeiitrischeii 1-aiigen von Erde und Komct bedingten Zeitintervalls (bis zu etwa 5 Tagen) keine Veranderungen auf der Sonnenoberfltiche stattgefunden habcn. Vielleicht ware cine etwas grbl3ere Gcnauigkeit zu erreichen gewesen, wenn beim Kachschlagen der Flecken- zahlen der jcweilige Reobachtungstag des Kometen zugrunde gelegt ware. Dicse Maonahme ist ab- sichtlich unterblieben, da diese Zahlen bci grd3eren L3ngciiunterschiedcn infolgc der perspektivischen Verzerrung der randnahen Gruppen liaum zuverlassigere Ergehnissc lieiern diirften und andererseits ein Vergleich mit den auf die Erde bezogenen Relativzahlen nicht mchr mijglich ware.

I) Publ. Astr. SOC. Pac. 59.30 (1947).

2 46 M. B ~ Y E R : Physischc Beobachtungen von IComcten. VI 1

Von den hier erhaltenen Bcobachtungsreihen koinmen fqr eine nahere Untersucliung nur die- jenigeii in Retracht, die eine sichere Bestimmung dcr sekundaren Helligkeitsschwankungen gewahr- leisten. Da in diesem Falle gleichzeitige Beobaclltungen von mehrcreii Kometen besonders auf- schluI3reich sind, wurden auch solche hcran- gezogen, die infolge ungiinstigen Wetters groI3ere Lucken aufweiscn und zum Teil auch wcgen der Lichtschwache der Objektc weniger gesichert erscheinen. Leider war die oben beschriebene Ableit ung von beson- deren Relativzahlen iiur in 3 Fallen miiglich,

-0%

0.0

+0.4 -0.5

B -R L 4

Komet 19L9j

-0.5

Sonnenflecken

R

11 21 1 11 21 31 1949 Sept. Oktober

Abb. I . IIelligkeitsschwankungen von Kometcn (Abweichungen H--H zwischen den beohachteten

und ierechneten Gcsamthelligkeiten) I<omet REIHMUTH (1947j) 1947 Sept. 15 biS Okt. 22 (1zn:6 bis 13m5); Y -- 1.88 bis 1.95; DifferenZen der helioz. Langen Erdc-Komet von +to bis +24O; heliozcntr. Breite: +6O bis + 7 Koniet RESTER (1946k) 1947 Sept. X I bis Ok t . zo (13y1 bis 13n16); Y = 3.34 1)is 3.62; Diffcrenzen der helioe. Langen Erde-Komet von -25' liber oo bis + 19'; hellozentr. Breitc: +4g0 bis 55". Komet ESCKE (1947i) 1947 Sepl. 1 2 bis Okt. 30 (1zm8 bis 61117): Y :: 1 . 4 9 bis 0.73; Diffc- renzen der helioz. Lringen Erde-Komet von -48' bis -30'; heliozentr. Breite. + X I ' bis f 1 2 O .

Die Kurve der Sonnenflecken-Helativzahlen bezieht sich auf ein von der Erdc betrachtetes zentrales Feld der Sonnenscheibe von der CroDe des halbcn Durchmessers (nach Tokyo Astron. Bull. I1 S r . 5).

300 - helioz. Breite 0'

R

21 1 11 21 1 11 21 31 1948 Marz April Mo i

Abb. 2. Vergleich der Helligkeitsschwankungen der Kometen rg47k und 1948d mit den auf die einzclnen Kometen bezogenen Sonnen-

flecken- Relativzahlen Komet I~ESTEH ( 1 9 4 7 3 ) Kurve der B-R-Werte fur 1948 Mirz 2 2 bis Mai 28; tn i : 51'9 + 1 0 1 ~ 3 ; I: 1.02 + 1.95; Differenz der helioz. Langen Erde-Komet von -45O iiber oo bis $70"; helioz. Breite L Z S " bis 4-39O. Sonnenflecken- Relativzahlen auf den Standort des Kometen 1947k bezogen. Komet ~ A ] D U S A K O V A - ~ R K O S (1948d) Kurve der B-H-Werte fiir 1948 Marz 24 bis Jun i I ; ml: 10'!15 -. 8ln7 + 9l!l3; I: 2.20 + 2.11 + 2.12; Differenz der 'helioz. Llngen Erde-Komct von -61' iiber o o bis + 1 5 " ; lielioz. Hreite: + 4 3 O bis +72'. Sonnenflecken-Relativzahlen auf den Standort des Kometen I 948d bezogen. Sonnenflecken- Relativzahlen fiir cine zentrale Zone von y4 Sonnendurchmesser auf die Erde bezogcn. Sonnenfleclien-Helativzahlen fur die ganze Sonnenscheibe. auf - die Erde bezogen. Die in C und D dararstell ten Relativzahlen (ohne Rand-Korrek-

t ion) sind den ,,Observations So1aires"entnommen und beziehen sich auf das Ziiricher System. Sic waren z,um Vergleich mit den Kurven a und b urn den Faktor 1.5 zu vergroflern.

iM. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. VII 247

da die dazu erforderlichen Angaben der ,,Observations Solaires" vorlaufig nur fur die Zeit 1947 NOV. bis 1948 Sept. erschienen sind. Fur die 3 Kometen BESTER (1946 k), REINMUTH (1947 j ) und ENCKE (1947 i), die zwar gleichzeitig, aber leider nur sehr luckenhaft in den Monaten September und Ok- tober 1947 beobachtet werden konnten, wurden in Ermangelung besserer Unterlagen die in Tokyo Astr. Bull. I1 Nr. 5 (1948) veroffentlichten Relativzahlen fur eine zentrale Zone vom halben Durch- messer der Sonnenschcibe zugrunde gelegt.

Bei der Beurteilung der in Abb. I gegebenen Darstellung ist ztl beriicksichtigen, daB die beiden Kometen REINMUTH (1947 j ) und BESTER (1946 k ) niit Helligkeitell um etwa 13'" an der Sichtgrenze des benutzten 26 cm-Aquatorials lagen und infolgedessen wenig sicliere Beobachtungen lieferten. Beim Kometen BESTER (1946 k) kommt hinzu, daB seine heliozentrische Breite von +49O auf 55" anstieg. Eine nahere Untersuchung dieses Falles durfte jedoch angesichts der wenigen und unsicheren Beobachtungen nicht lohnen. Wesentlich gunstiger liegen die Verhaltnisse beim Konieten ENCKE (1947 i), dessen Helligkeit im dargestellten Abschnitt von 12?7 auf 6'!'7 anstieg. Die letzten Beobachtungen erfolgten jedoch in sehr geringer Hohe in der Morgendammerung. Um diese Zeit sol1 eine starke Kontraktion der Koma eingesetzt haben, die vermutlich auch von EinfluB auf die Gesamthelligkeit war (vgl. J. GADOMSKI in IAU-Circ. 1118).

Die Abbildungen 2 und 3 bieten wesentlich zuverlassigere Vergleichsmiiglichkeiten, da hier die Helligkeitsschwankungen den auf die einzelnen Kometen bezogenen Sonnenflecken-Relativ- zahlen zugeordnet sind. Die Helligkeit des Kometen BESTER (1947 k) fiel in1 wiedergegebenen Zeit- abschnitt von 5 ~ 9 auf 101!'3. Da die Differenz der heliozentrischen Langen am SchluB auf 70" anwachst, sind die letzten Beobachtungen (von 1948 Mai 20 ab) angesichts der rasch wechselnden Verhaltnisse auf der Sonnenoberflache kaum noch zu prufen. Fur den Kometen PAJDUSAKOVA- MRKOS (1948 d) ist nur der erste Abschnitt der B-R-Werte einer fast einjahrigen Beobachtungs- reihe dargestellt. Die Helligkeit des Kometen anderte sich in diesem Perihelbogen ( T = I948 Mai 16.6) von 1om5 uber 8?7 auf 9m3. M'ahrend am Anfang der Kurve die groBe heliozentrische Langen- differenz von 61" (= 4.3 Tage) den Vergleich etwas erschwert, wird die Ableitung der fur diesen Kometen gultigen Relativzahlen am SchluB des hbschnittes wegen der auf f72' anwachsenden heliozentrischen Breite dadurch unsicher, daB der fur uns unsichtbare Teil der Sonnenoberflache stark an EinfluB gewinnt. Die am FuBe der Abb. 2 wiedergegebenen Kurven der auf die Erde bezogenen Re- lativzahlens fur ein kleines zentrales Feld von 0.25 Soiinendurchmesser (D) und far die ganze Scheibe (C) sollen die Unterschiede der fur gleiche heliozentrische Langen, aber verschiedene heliozentrische Breiten errnittelten Zahlen vor Augen fuhren.

Kurven fur den Konieten HONDA-BER- NASCONI 11948 g) dargestellt. Dieser KO- met bietet insofern giinstigere Vergleichs- moglichkeiten, als seine heliozentrischen Lzngen wahrend der Beobachtung nur bis zu 18" von der Erdlange abwichen und eine fast konstante niedrige heliozentrische Breite von +23O erhalten blieb. Die Helligkeit fiel im wiedergegebenen Zeitabschnitt von 5910 auf 11 "7. Die Beobachtungen wurden aber mit abnehmender Grol3e wegen der auBer- gewohnlich geringen Flachenhelligkeit des groBen Objekts sehr schwierig und unsicher.

Die drei Abbildungen und die d a m gegebenen naheren Erlauterungen durften die Frage nach dem Bestehen von Beziehungen zwischen solaren Erschein-

schwankungen der Kometen indemSinne 19L8 Juni Juli August beantworten, daB starkere Storungen auf Abb . 3. Vergleich der Helligkeitsschwanltungen des Kometen der Sonnenoberflache zumeist auch Hel- HONDA-RERNASCONI (1948g) mit der auf diesen Kometen bezo- ligkeitsanderungen der I(ol,,eten zur genen Icurve der Sonnenflecken-Relativzahlen fur 1948 Juni I I

bis Aug. I ? ; m t : 5p10 -+ 1 r m 7 ; Y : 0.81 + 1.99; Differenzen &r

Feststellung miigen noch die folgenden

In Abb. 3 sind die entsprechenden m

8 - R

ungen und den sekundaren Helligkeits- 11 21 7 11 21 1 11

Folge haben* weitere Stutzen dieser heliozentriscllen Lingen Erde-IComet von -180 cber o O bis + g o ; heliozentr. Breite: $23'

B.eobachtungen dienen. Eine der starksten erdmagnetischen Storungen dieses Jahres trat kurz nach dem 1949 Jan. 22

erfolgten Durchgang einer groBen Fleckengruppe in der Zeit vom 24. bis 27. Januar auf. Um diese

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Zeit wurden in unseren Breiten einige Nordlichter beobachtet, von denen das in der Nacht vom 25.126. Jan. nach Berichten aus Suddeutschland von seltener Pracht gewesen sein soll. Leider hatten wir in Bergedorf bedeckten Himmel. I n den Kometenbeobachtungen war schon vorher durch den Januar-Vollmond (1949 Jan. 15) und cine anschlienende, vom 16. bis 20. Januar andauernde Schlecht- wetterperiode eine Lucke entstanden. Als die Beobachtungen am Abend des 21. Januar wieder aufgenommen werden konnten, befand sich die erwahnte groBe Fleckengruppe fur uns schon fast in der Mitte der Sonnenscheibe. Der bereits sehr lichtschwache Komet PAJDUSAKOVA-MRKOS (1948d), fur den die gleiche Fleckengruppe bereits 4 Tage vorher im Zentralmeridian der Sonne lag, zeigte an diesem Abend noch eine Aufhellung von etwa om2.5, die im Verlauf der nachsten Tage langsam zuriickging. Die Helligkeit des gelegentlich der totalen Sonnenfinsternis 1948 Kov. I entdeckten Kometen 19481, der die Fleckengruppe einen Tag vor uns im Zentralmeridian hatte, stand am Abend des 21. Januar kurz vor einem breiten, fast 14 Tage andauernden Maximum, das etwa 0?5 uber der gerechneten GroBe lag. Besonders interessant war aber das Verhalten des wegen seiner ungewohnlich grol3en Helligkeitsausbriiche bekannten I. SCHWAssMANN-WACHMA?;?;Schen Komcten (1925 11). Die normale Helligkeit dieses nahezu in einer Kreisbahn geringer Neigung laufenden, sehr sonnenferpen Objekts liegt mit etwa 17" bis 1 8 ~ weit unterhalb der Sichtgrenze unserer Re- fraktoren. Da jedoch von Zeit zu Zeit Helligkeitsausbriiche bis zur GroBe 9m4 vorkommen, wird auch dieser Komet seit 1948 standig iiberwacht. Nachdem noch Anfang Januar 1949 im 60 cm- Kefraktor keine Spur des in Opposition stehenden Himmelskorpers zu erkennen war, schien am Abend des 21. Januar, kurz bevor die groBe Sonnenfleckengruppe im Zentralmeridian stand, am Ephemeriden-Ort erstmalig ein kleiner, schwacher Nebel aufzuglimmen, dessen Helligkeit bestimmt unter 15" lag. Rereits 25 Stunden spater war der Komet in diesem Instrument in der Helligkeit 14mr trotz dunstigen Himmels ein auffalliges Objekt. Vier Tage spater konnte er in der Helligkeit 13?5 sogar im 26 cm-Aquatorial gesehen werdcn. Um diese Zeit wurde er aber schon iangsam schwacher. Auf cine vollig gleichart ige, aber viel glanzvolkre Erscheinung, die G . VAN BIESBROECK im januar 1946 bei diesem Kometcn beobachtete. ist bereits weiter oben hingewiesen (s. a. S. B. XICHOLSON: Publ. Astr. SOC. Pac. 59.30, 1947). Die Verschiebung des Maximums der HelligkeitS- entwicklung um etwa 2 bis 3 Tage, die in diesem Falle alle 3 Kometen andeuten, entspricht der ungewdhnlichen Verzogerung, mit der die Maxima der erdmagnetischen Stijrungen sowie das g o n e h'ordlicht (etwa 3 % Tage) auftraten. Sie 1aBt vermuten, daB der in Betracht kommende Tatigkeits- herd auf der Sonne wahrend des Fleckendurchgangs seine volle Aktivitiit noch nicht erreicht hatte.

Bei einem Vergleich der in den 3 Abbildungen wiedergegebenen Kurven zeigt sich, dal) fast alle starkeren Anstiege der Relativzahlen in ahnlicher Form auch in den Helligkeitsschwaqkungen der Kometen auftreten. Besonders intensive Storungen auf der Sonnenoberflache habexi danach Aufhellungen der Kometen zur Folge. Angesichts des sehr formalen Charakters der Relativzahlen ist es geradezu uberraschend, daB diese sich so treu in den Kurven der Differenzen zwischen Beob- achtung und Rechnung widerspiegeln. Man darf dabei nicht iibersehen, daB die dargestellten sekundaren Schwankungen aus Helligkeitswerten abgeleitet sind, die teilweise 7 GroBenklassen uber- spannen. I>a uberdies die Helligkeitsentwicklung dcr Kometen sicherlich nicht in aller Strenge den gerechneten Verlauf nimmt und schlieBlich die zufalligen Beobachtungsfehler einen rlicht unwesent- lichen Tell der ohnehin nicht sehr groBen Differenzen zwischen Beobachtung und Rechnung bilden, durften die dargestellten B -R-Kurven die wirklichen sekundaren Helligkeitssc1iwankungen nur genahert wiedergeben.

Im allgemeinen ist aucli die zeitliche Ubereinstimmung der Maxima und Minima recht befriedigend, obgleich die in den Abbildungen iibereinwider liegenden Beobachtungen, wie aus den Zeit- skalen hervorgeht, zumeist mehrere Tage auseinanderliegen. Gleichartig wirkende systematische Fehler, die durch die wechselnden Beobachtungsbedingungen hervorgerufen sein konnten, scheiden infolgedessen vijllig aus. Geringe Verschiebungen gegen die Relativzahlen waren im iibrigen bedeu- tungslos, da die letzteren sich nur auf die Flecken und nicht auf die eigentlichen Tatigkeitsherde beziehen. Deshalb sind auch groBere Abweichungen in der Form und Hohe einzelner Wellen, wie sie z. B. im ersten Abschnitt der in Abb. 2 gegebenen Kurven fur die Kometen BESTER (1947 k) und PAJDUSAKOVA-MRKOS (1948 d) auftreten, keinesfalls als Widerspriiche aufzufassen. Beide Kometen zeigen im Abstand von 2 '/2 Tagen ahnliche Helligkeitsausbriiche, die bei Berikksichtigung ihrer heliozentrischen Langendifferenz zusammenfallen und zweifellos reel1 sind. Die zugehijrigen Relativ- zahlen lassen nur ein unbedeutendes HBckerchen erkennen und steigen dann rasch an, wahrend die Kometenhelligkeiten in ein tiefes Minimum fallen. Einige groaere Fackelfelder zeigen jedoch in der Nitte der Sonnenscheibe starkere Storungen an, die sich erst 27 Tage spater, beim nachsten Voriibergang dieses Gebiets in zahlreichen Flecken und einer entsprechend hohen Relativzahl zu erkennen geben. Die Kometen reagierten auf diese Fackelfelder offenbar viel heftiger als auf cine 3 Tage spater folgende Fleckengruppe, die mit 48 Kernen eine sehr hohe Relativzahl erzeugt. Als der Komet PAJDUSAKOVA-MRKOS (1948 d) diese Gruppe 5 Tage vor uns im Zentralmeridian hatte, war sie uberdies noch ziemlich klein und unbedeutend.

M. BBYER: Physische Beobachtungen von Komcten. VII

I h m e t Anzahl dcr I Reaktions- 1 abE?: l E. fahigkeit 1t2 Schwankungen I

I2 I2 I 0

0.73 * 0.22 I I 0 - 1.8 3.0 k 0 2 0.79 : 0.27 4 4 L O '

5 4 t 0.2 0.65 L O r 8 I :.: 1 i::

0 ,s - 1.1 1.1 - 1.4 I . ) - 1 . 7 1.7 -. 1.0

2.0 - 2.3

o.hb j 0 . 2 7 4 0.6s t 0.34 7 0.76 1- 0.14 0 o 66 I 0.07 5 0.79 .L 0.27 1 2

M. BEYER: Physische Beohaclitungen von Kometen. VII 2.19

Eine genaue quantitative Ubereinstimmung zwischen dcn Kelativzahlen und den Helligkeits- schwankungen ist nicht vorhanden und angesichts des Charakters der Zahlen auch nicht zu cr- warten. Die gleichwertigen Kelativzahlen der Abb. 2 und 3 erlauben indessen eine Prufung, ob die Amplituden der Helligkeitsschwankungen vom Sonnenabstaiid oder von der Reaktionsfahigkeit der Komcten abhangig sind. Zu diesem Zwecke wiirden die Aniplituden der Einzelschwankungcn mit denjenigen der Kelativzahlen verglichcn und die Quotient en beider CVcrtc

d m (Helligkeitsamplitude des Kometen in Einheit en ~ " ' O I ) gebildct. = A K (Uifferenz der Relativzahlen)

Ordnet man die gefundenen Quotienten Q nach den Sonnenabstarden, so erhalt man die in der fd- genden Ubersicht zusammengestellten M'erte.

Eine Abhangigkeit der Schwankungsamplituden von der Reaktionsfahigkeit dei- Kometen auf die normale Sonnenstrahlung qt2 sclieint nicht zu besteben. Fur den empfindliclisten Iiomcten 1948 g wurde sogar ein etwas kleinerer Quotient gefunden 31s f u r das wesentlich unempfindlichere Objekt

Die aus der zweiten Tabelle ersichtliche IJnveranderlichkcjt des Quotient& rnit zunehmcn- dcm Sonnenabstaiid la& darauf schlicBcn, daB die sekundareii Schwankungen durch rcine Strahlung und nicht, wie die hTordlichter, durch Korpuskularstriimc verursacht werden. I n diescm Funkte ver- mijgen schlieJ3lich die zcitlichen Unterschiede zwischcn den I\Iaxima und Minima der Helligkeits- schwankungen uiid denjenigen der Relativzahlen weitcre Aufschlusse ZLI geben. Diese DifferenZen wurdenaus den 4 Kurvenfur die Kometcn 1947 i , 1947 k, 1948 d und 1948 g irn' Sinne Iioinet-Sonne bestimmt und xiach Sonnenabstiinden geordnet. Jnsgcsnnit konnten 24 Maxima und 20 Minima verglichen und die Differenzen zu Mittelwertcxi zusarnniengciaOt wcrden (Anzahl der Einzelwerte in Klamrnern).

'947 k.

Die durchschnittlichen Abweichungen liegen innerlialb dei- Genauigkeit, mit dcr sicli die Rela- tivzahlen bestimmen bzw. die B-R-Kurven darstcllen lasscn. Irgendlwelche Anzeichcn fur eine lang2re Laufzeit der anregenden Kraftc, wie sic die Korpuskularstralilen bei den Nordlichtern aufweisen, sind nicht vorhandcn. Selbst dcr in ciner Entfcrnung von 7.2 a. E. laufendc I. SCIiWASS- MASN-WACIIMANXsche Komet (1925 11) reagiertc iiahczu ebenso schnell wie die in Sonneiinahe be- f indlichen Obj ektc.

Die bisher gcfundeneii Korrelationen Iasscn vorlaufig noch iiiclit erkennen, welchc Sonncn- phaiiomene im einzelnen fur die sekundgren Helligkeitsschwankungen dcr Kometen verantwortlich sind. Die Bcobachtungen zeigen aber, da13 nicht nur die Vorgange im zentralcn Tcil der Sonnen- scheibe, sondern in einem entsprechend geringeren Umfange auch diejenigcn in den Randgebieten airksam sind.

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Physische Beobachtungen von Kometen. VII