Embed Size (px)
Citation preview
112
Physische Beobachtungen von Kometen. X (Mitteilungen der Hamburger S te rnwar t e in Bergedorf Nr. 106)
Von M. BEYER, Hamburg-Bergedorf
Mit 3 Abbildungen. (Eingegangen 1957 Dezember IS)
Die zwischen 1953 Okt. G und 1955 Juli 9 erhaltenen physischen Beobachtungen von 9 Kometen werden als Fort- setzung einer seit 1933 laufenden Serie von Berichten einer planmaBigen uberwachung dieser Himmelskorper mitgeteilt. Es handelt sich vorwiegend um visuelle Beobachtungen der Gesamthelligkeit des Kometenkopfes, um photometrische Messungen der als Kern bezeichneten sternartigen Verdichtung sowie um Bestimmungen des Durchmessers des visuell erkennbaren Teils der Koma. Zur Charakterisierung der Helligkeitsentwicklung wurden die Werte fur H , und n des die Gesamthelligkeit des Kometen in Beziehung zu seinen Abstanden von Sonne und Erde darstellenden Ausdrucks mt = H , + 2.5 n . log r + 5 . log d abgeleitet. Die in einigen Fallen vorhandenen, jedoch nicht immer gesicherten sekundaren Helligkeitsschwankungen sind auch diesmal den auf die jeweiligen Kometenorter bezogenen Sonnenflecken- Relativzahlen gegeniibergestellt, um etwaige Einfliisse der Sonnenaktivitat auf das Kometenleuchten priifen zu konnen.
Weitere Beobachtungen beziehen sich auf die Gestalt, Struktur und Richtung der Schweife. Sofern die Richtungen besonders in groBeren Sonnenabstanden, erheblich vom verlangerten Radiusvektor des Kometen abwichen, blieben sie doch stets innerhalb des Winkels zwischen diesem und der Richtung des zuletzt zuriickgelegten Weges.
Im Rahmen einer seit I932 laufenden systematischen Uberwachung aller visuell erreichbaren Kometen wurden im Verlauf der verflossenen 25 Jahre 67 Schweifsterne naher untersucht. Der vorliegende Bericht setzt die zuletzt gegebene Mitteilung IX (Astron. Nachr. 282.145 [1954]) fort und enthalt die zwischen 1953 Okt. 6 und 1955 Juli 9 erhaltenen Beobachtungen der folgenden 9 Objekte:
P/Komet PONS-BROOKS (1953 c) 76 Beob. 1953 Okt. 6-1954 Apr. 30 76 Beob. 1953 Dez. 29-1954 Juni 13 6 Beob. 1953 Dez. 27-1954 Jan. 9
11 Beob. 1954 Febr. zo-Marz 27 8 Beob. 1954 Juni 29-Nov. 28
10 Beob. 1954 Aug. 25-Okt. 3 13 Beob. 1955 Jan. 29-Mar2 12 60 Beob. 1955 Febr. 21-1956 Apr. 7 13 Beob. 1955 Juni 16-Juli 9
Komet ABELL (1953 g) Komet PAD JUSAKOVA (1953 h)
Komet KRESAK-PELTIER (1954d) Komet VOZAROVA (1954f)
Komet BAADE (1954h) Komet MRKOS (1955e)
P/Komet HONDA-MRKOS-PAJDWS~~KOVA (1954a)
P/Komet SCHWASSMANN-WACHMANN 2 (1954g)
Als Beobachtungsinstrument diente wieder das 26cm-Aquatorial der Hamburger Sternwarte. Wenn schwachere, am Morgenhimmel stehende Kometen nicht beobachtet wurden, so liegt das an der ungiinstigen Aufstellung des Aquatorials, dessen Blickfeld im Osten und Suden durch die hohen Baume des angrenzenden Waldfriedhofs stark beschrankt ist. Im Westen und Norden erschwert eine starke Aufhellung des Himmels durch die StraBen- und Reklameleuchten Bergedorfs die uberwachung d e r niedrig stehenden schwacheren Kometen. Fur die Schatzung der Gesamthelligkeit der Kometenkopfe wurden neben dem 26 cm-Aquatorial (R) mehrere kleine Fernrohre herangezogen, da die groBte Sicherheit beim Vergleich eines Kometen mit benachbarten Sternen immer dann gegeben ist, wenn ein moglichst schwach vergroBerndes Fernrohr den Kometen gerade noch gut erkennen laiBt. So wurden zu diesem Zweck ein IOO mm-Kometensucher (K), ein 80 mm-Handfernrohr (H), ein 5omm-Feldstecher (F), ein 27mm-Opernglas (0) und, wenn moglich, auch das bloBe Auge benutzt. Nahere Beschreibungen des Beobachtungsverfahrens sowie Einzelheiten iiber die Bearbeitung der Ergebnisse sind in den Mitteilungen VII (Astron. Nachr. 278.217 [1950]) und IX (Astron. Nachr. 282.145 [1954]) enthalten.
Die Kartenorter (1855.0) der benutzten Vergleichsterne wurden aus FRANKLIN-ADAMs-Karten be- stimmt, sofern sie fur hellere Sterne nicht den Katalogen der Bonner Durchmusterung entnommen werden konnten. Die Helligkeiten der Vergleichsterne sowie auch diejenigen der Kometenkerne wurden rnit einem GRAFFschen Keilphotometer gemessen und durch AnschluB an die Polfolge in das internationale photo- visuelle System (Ipv) gebracht. Wenn fur Sterne heller als 7 5 bereits gute photometrische Helligkeiten in den Katalogen der Harvard-Sternwarte (HA 50 und 54) vorhanden waren, so wurden diese nach Reduk- tion auf das Ipv-System iibernommen.
In den Zusammenstellungen der Beobachtungsergebnisse sind unter m, die geschatzten Gesamt- helligkeiten der Kometenkopfe wiedergegeben. Die Sonnen- und Erdabstande der Kometen Y und A der folgenden Spalten sind mit Hilfe der jeweils angefuhrten Bahnelemente berechnet. In den Spalten B-R sind die Abweichungen zwischen den beobachteten und den mit m, = H , + 2.5 n - log r + 5 . log d be- rechneten Gesamthelligkeiten (m, her.) zusammengestellt. Die in einigen Tabellen vorhandenen Spalten
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X 113
10.722 10.750 24.722 25.743
Dez. 1.726 2.740 4.736 5.771
PW Strd. und PW Bew.-18oo enthalten die Positionswinkel der Rchtung des Strahlungsdruckes der Sonne sowie der vom EinfluB der Erdbewegung befreiten Richtung des zuletzt zuruckgelegten Weges des Kometen. Die Abkurzungen und Symbole fur die Beobachtungsbedingungen, Instrumente usw. sind die- selben wie bisher (vgl. Astron. Nachr. 272.249 und 278.220).
Fur diePrufung desEinflusses der Sonnentatigkeit auf die Helligkeitsentwicklung der Kometen wurden die fur den jeweiligen heliozentrischen Ort maBgeblichen Sonnenflecken-Relativzahlen neu bestimmt und den in den Abbildungen wiedergegebenen Helligkeitsschwankungen der Kometen gegenubergestellt. Die Ableitung der Relativzahlen geschah mit Hilfe der seit dem I. I. 1956 erscheinenden taglichen Sonnenkar- ten des Fraunhofer-Instituts Freiburg i. Br. sowie der Zuricher Karten der Photosphare [I].
- - 12.8: 8, 94 2.990 3.212 - R d 3 12.56 8, 94 2.990 3.212 12.33 $0.23 ~ - - R k 3 12.83 9, 10 2.829 3.100 12.00 +0.83 ~ 1 . 5 ~ 1 4 . 0 - - -
12.65 9, 1 0 2 .819 3.091 11.97 $0.68 - - R sd 3 12.87 11 2.750 3,037 11 .82 S 1 . 0 5 ’ - R ed, w 3 11.92 12, 13 2.737 3.028 11.80 + O . I Z ~ 1 . 5 “4.0 - - - - R ed I
R k,sw 4 R sk 5 11.45 14, 15 2.701 3.000 11.71 -0.26 1 , 0.1 -
- - - _ -
- _ _ - - - _ - -
- I;? 2.714 3.009 - - 1 . - - - - _ - - - _
-
Periodischer Komet PONS-BROOKS ( 1953c) Der 1812 entdeckte und mit einer Periode von 70.83 Jahren umlaufende Komet wurde diesmal in
seiner 3. Erscheinung bereits 11 Monate vor dem Perihel von Miss E. ROEMER auf der Lick-Sternwarte am 22. Juni 1953 als ein Nebel 17m5 in der Nahe des vorausberechneten Ortes wiederaufgefunden. Im Berge- dorfer 26cm-Aquatorial erschien das Objekt zu Beginn der visuellen Beobachtungen 1953 Okt. 6 bis 13 als ein sehr matter und verwaschener Nebel der Helligkeit 12*:2. Es wurde dann offensichtlich schwacher und blieb bis 1953 Nov. 8 vier Wochen lang unsichtbar ([12m5). Zwischen 1953 Nov. 10 und Dez. I schwankte seine Helligkeit zwischen 12m6 und 12m9, um dann innerhalb von 3 Tagen um anderthalb GroBenklassen auf 11m4 anzusteigen. Dabei anderte sich das Aussehen des Kometen sehr erheblich, indem der etwa 2‘
messende, kaum verdichtete Nebelfleck plotzlich zu einem fast sternartigen, recht hellen Gebilde wurde. Diese mit einem starken Helligkeitsanstieg verbundene Gestaltsanderung verlief genauso, wie N. RICHTER [2] sie auf Grund seiner Untersuchungen der Lichtausbruche von 12 verschiedenen Kometen als typisch ge- funden und beschrieben hat. Mit der weiteren Annaherung an die Sonne und dem Hellerwerden des Objekts wurden leider die Beobachtungsbedingungen ungunstiger. Trotz seines tiefen Standes am zuletzt recht dammerungshellen Nordwesthimmel konnte von 1954 Marz 20 ab ein matter, gerader Schweif bis zur Lange von einem halben Grad gesehen werden. Zwischen 1953 Okt. 6 und 1954 Apr. 30 wurden hier die folgenden 76 Beobachtungen erhalten. Zur Berechnung der Abstande r und d dienten die oskulierenden Elemente fur 1953 Juli 22.0 von P. MUSEN, Cincinnati Observatory (IAU-Circ. 1429) :
2.690 2.990 11.68 -0.01 1 ; 1.8 “4.0 - - - - K k,sw 6
T = 1954 Mai 22.48287 Weltz. 4 = 0.7737945 e = 0.9548201 ‘
18.96 2.591 2.910 20 2.437 2.777 - 12.423 12.765 22 I 2.411 2.754
SZ = 255.031182 0 = 199003594
i = 74.10339 J
- ’~ 1.9 ~ 1 4 . 0 - - - R d 3
11.45 +0.03 1 1 1.2 /-12.5 - - -
11.06 + O . I Z : 8 3.3 i L13.5 0 - - R k
10.99 0.00 :, 3.5 .-I4.2 (3 1 - - R k - 1 - ~1 - 1 - R k, w
Tabel le I
Beobachtungen
Astron. Nachr. Band 284. 8
114
39, 40, 4' 42, 43 44, 4 5 4 6 47, 48,49 50, 51 5 2 , 53 54. 55. 56 57, 58 59, 60 61, 62 63 64. 65 64 66, 67, 68 69, 70 7' 72, 73 74, 75
Weltzeit
2.060 2.048 2.036 2.022 2.009 1.984 1,946 1.931 1.919 1.900 1.787 1.734 1.721 1.654 1.627 1.568 1.545 1.504
~~~
I954 Jan. 5.731
6.742 8.73' 9.729
21.733
24.812 25.77' 26.743 27.757 28.757 29.764 30.797
Febr. 1.767 4.764 5.731 6.75 I 7.772
16.764 20.773 21.783 26.801 28.781
Marz 5.184 6.809 9.806
11.803 20.809 22.797 23.816 27.816 30,813
Apr. 5.865 6.830 7.826 8.835 9.844
11.840 17,840 18.851 21.833 22.851 23.849 24.859 25.872 26.868 27.865 28.858
23.722
10,797
30.851
8.94 8.89 8.65 8.55 8.34 8.26 8.10 8.05 8.00 7.54
&I. BEVER : Physische Beobachtungen von Kometen. X
(Fortsetzung von Tabelle I )
+0.35 4.2 -13.0 fo.07 4.2 -13.0 +0.56 3.6 - S0.31 3.6 -12.7 -0.60 10.0 - -0.09 8.0 -12.6 SO.19 4.4 -12.2 $0.04 6.2 -11.8 $0.29 4.4 -12.0 +0.67 5.9 -10.0
mt beob.
78, 79 78, 79 So, 8 1 -
32, 83 32,83, 84 33, 84 34 34 35. 86
- 37
- 38,898 95 P. 91 1. 91, 92, 93l 30, 93 23 ,3 ,3
~
I I I I I I
1.334 1.320 1.268 1.227 1.150 1,139 1.126 1.113
1.077 1.0oG 0.996 0.962 0.951 0.941 0.931 0.922 0.912 0.902 0.892
1.101
Verg1.- Sterne ' A
ni 9.79 9.95 9.88
10.38 10.15 10.38 10.81 10.18 10.64 10.36 10.27 10.33 10.55 10.23
10.14 10.48 10.23 9.77 9.29 8.96 9.21 8.86 7.74 8.17 8.29 8.09 8.29 8.21 7.06 6.81 7.03
6.14 6.15 6.21 6.27 6.12 6.15
9.78
-
5.67
5.65 5.65 5.53 5.39 5.42 5.20 5.30
- -
- Anmerkungen : I .
2.677 2.664 2.643 2.631 2.495 2.472 2.461
2.439 2.428 2.4'7 2.405 2.394 2.372 2.340 2.329 2.317 2.306
2.173 2.163 2.116 2.098 2.059 2.047 2 . 0 2 0 2.012
2.451
2.212
2.005 1.944 I .93 1 1.927 1.906 1.890 1.863 1.859 1.856 1.852 1.849 r.842 r.824 r.820 1.815 r.812 r.811 r.809 r.806 r.803 r.801 r.799 ! .796
:hr matt und verwasche
Schweif
Lan-l ge
I - - - - R I2 I;,
A I;)
A I;)
I;, A R A 0 I2 I;,
I2 I;)
I2
f2 I2 I;\ I;, 2 0'
20' 2 0' 25' 25 25 17 '5 25
2 5 '5
30 I8 3 0 3 0
'5
-
2 0
-
2 0
r? - kaum verdichtet - 2. nicht zu erkennen, die 1 t liegt
Bem.
d sd ed sw, d k k k k, sw ed sk k k k k slc k d
k, M3, h d, sh ed, sh k, sw. h szl, sh k, sh k, sh
sd, Mi
k, Mi, sh k, M2, sh sd, M,, sl ed, w, sh d, sh k, sh k, sh d sk, w, sh k, w, sh k, Mi, sh jk, sh, M,
k, sk, M2 L D, M3
;k, sh, MI
:d, sw, h :d, sw, h c, sh I, sw, sh
k, sw, sh k, w. sh k, sh :d, sh 1, sh
jk, sh
nterhalb t
angegebenin GrenzgroDe - 3. auDerst matt; Helligkeitsschatzung sehr schwierig und unsich& - 4. nicht gefunden; vielleicht wegen seines plotzlich sternartigen Aussehens iibersehen - 5. Komet erscheint bei Vergr. 70 fast sternartig, bei Vergr. 2 5 0 als eine kleine helle Nebelscheibe - 6. heute wieder diffus - 7. Koma gut verdichtet rnit verwaschenem Kern - 12m5 - 8. groDer, runder aber auDerst lichtschwacher Nebel; kaum verdichtet - 9. Verdichtung etwas exzentrisch im PW 15O rnit Kern 1 4 ~ - 10. Komet beruhrt hellen Stern; Helligkeitsschatzung unsicher - I I. runde Koma mit einer etwas exzentrisch nach N E verlagerten Verdichtung- 12. auf hellem Himmelsuntergrund recht matt- 13. Hel- ligkeit wegen storenden Mondlichts schwer zu schatzen - 14. rund, matt, mal3ig verdichtet - 15. Dunststreifen - 16. runde, gut verdichtete Koma rnit sternartigem Kern und einem sehr matten, geraden Schweif- 17. rundlich gut ver- dichtet - 18. Koma rnit sehr kraftiger, fast scheibenformiger Verdichtung - 19. gut verdichtete Koma rnit breitem Schweif - 20. Helligkeitsbeobachtung wegen Dunst und Wolken nicht moglich - 21. schwierige und unsichere Beob- achtung in Dammerung und geringer Hohe - 22. Schweiffacher rnit Helligkeitsachse im PW 18" - 23. am hellen Westhorizont aul3erst matt und schwierig- 24. nur noch rnit Miihe als ganz matter Nebel am Horizont zu sehen.
Neben den in der Tabelle I zusammengestellten visuellen Beobachtungen steht fur die Untersuchung der Helligkeitsentwicklung des Kometen eine sehr ausgedehnte Reihe von Helligkeitsschatzungen auf photo- graphischen Platten zur Verfugung, die G. VAN BIESBROECK [3] zwischen 1953 Juli z und 1954 April 23 auf der Yerkes-Sternwarte erhalten konnte. In der auf Abb. I wiedergegebenen graphischen Darstellung der beiden Beobachtungsreihen tritt sehr deutlich die unregelmaBige und durch starke Lichtausbruche gestorte
- h m .
- 9 8 8
8 8
10
10 11 8
11 11 11 10 11
1 1 11 12 12
13 '4 '4 14 14 14
74 14 13 16 17 16 18 20
19 16 16
'3 13 13
11
22
2 0 20 21 2 1 16 21
21
23 23 24
9 18 I 0 28 +36 23.9 12.9(1!; 41 -t37O3939 10.61 , 73 -1.40 4916
1 2 I 18 2 0 27 +3b 0.1 1 1 . 7 1 44 -!-37O3964 10.18 Ii 76 +40 50'7 13 ~ 18 20 48 .t.35 54.9 11.93 . 45 +37-3907 10.24 I / 77 +4o 5'79 14 18 26 37 +35 4 1 . 4 11.21 40 20~28" ' Iss +37- 17:4 10.59:: 78 +39 5219
10 18 10 8 +30 21.5 12.19 ! ' 4 2 +3('"4 103 9.90 1 ' + 4 0 4986 11 j 18 2 0 41 +35 50.x 1 2 . 5 2 43 z 0 ~ ' 2 5 ~ 3 0 ~ + 3 7 " 015 10.54 I; 75 + 4 0 4992
9.33 8.13 8.07 7.99 8..51 6.74
10 , 18 28 1 2 $35 52.1 11 .42 48 +3i 3987 10.51 80
18 18 42 4 2 +35 24.6 11.58 50 I +3 j '4020 10.36 82 17 I 18 42 30 +35 30.0 11.39 49 I 2oh31" 17~++3;'20!3 . 10.54 81
19 : 19 8 5 435 2 4 . 2 10.97 ' 1 51 j 20h 33"'23' +3j0 3514 10.68 I , 83
-1-39 I38 ~ 6.89 + 4 0 104 i 7.63 +36 201 . I 5.72 +38 229 6.57
2 0 ~ 19 8 49 $35 34.6 11 .40 52 I +37O4037 9.68 ! 84 +36 277 21 i 19 1 1 10 +35 26.8 10.87 ., 53 ~ ?oh 3 ~ ) " ' 3 8 ~ +37'4414 . 10.66 +37 372 2 2 . 19 1 2 34 +35 2 2 . 1 11.23;I 54 : +38'4 271 1 9.74 86 4-30 346 23 i +35O3672 9.19 55 +37 4 '0 ' , 9.39 87 4-32 409
85 ! I 5.75 6.04 6.22 5.21
24 +35 3673 9.18 56 +3x 4265 1 9.92 25 1 9 ~ 27"' 4os +35" 24:3 10.16 57 -138 4298 ' 10.0g
I 88 4-33 4.54 5.84 I 89 +32 473 I 6.25
1 6 - :
17
18
'. 1 7 I \ ; : ,xx
'k) \ r-' %J ; 'I yo#-' I t : , f t t f t t - +-: \ I
-
I I I 1 1 1 1 I 1 I 1 I I I 1 I I 1 I I 1 I I 1 I I I I I I l l
116 M. BEYBR: Physische Beobachtungen von Kometen. X
Kometen von 4.5 a. E. um mehrere (nach VAN BIESBROECK 5) GroBenklassen emporschnellte, betrug die Amplitude im Abstand von I a. E. nur noch etwa 01!'5. Die bemerkenswertesten Lichtausbriiche fanden 1953 Juli I (von 17y5 auf 13"), Sept. 27 (von 16" auf IP), Dez. 7 (von 16?5 auf II"), 1954 Jan. 5 (von 12"' auf 9T8), Marz 5 (von 9m2 auf 7?6) und Marz 25 (von Sm2 auf 6m7) statt. Vergleicht man in Abb. I die visuellen und photographischen Amplituden innerhalb des gemeinsam erfaoten Abschnitts, so wird eine leidliche Ubereinstimmung des Schwankungsverlaufs erzielt, wenn man in der Kurve der photographischen Helligkeiten die Hohen der Maxima beibehalt und die Amplituden der Abweichungen auf die Halfte redu- ziert. Die starken und zum Teil systematischen Abweichungen der Ergebnisse sind zweifellos auf die Schwie- rigkeiten zuriickzufiihren, die Helligkeitsvergleiche von Sternen mit flachenhaften Objekten auf Platten bereiten, weil der Schwarzungsanstieg bei nebligen Gebilden ganz anderen Gesetzen unterliegt wie der- jenige der relativ hellen Vergleichsterne. In diesem Fall bringen aber die wiederholt auftretenden Gestalts- anderungen des Kometen weitere Komplikationen mit sich. Meistens hatte die Koma das Aussehen eines unbegrenzten, recht ausgedehnten Nebels von PuBerst geringer Flachenhelligkeit, der nur eine schwache Verdichtung um einen mehr oder weniger diffusen Kern aufwies. Vor den groBen Lichtausbriichen wurde die Koma noch matter, bis am Ort des Kerns plotzlich eine auflerordentlich helle, sternartig leuchtende Ver- dichtung auftrat, die sich innerhalb eines Tages zu einer kleinen Lichtscheibe verbreiterte. Diese wurde dann im weiteren Verlauf rasch diffuser und schwacher. Solange ein Komet auf den Platten ein sternartiges Aus- sehen hat, ist seine Helligkeit sehr sicher zu messen oder zu schatzen. Daher stimmen in unserem Falle die Helligkeiten der Maxima auch leidlich mit den visuellen Beobachtungen uberein. Je diffuser der Komet jedoch wird, desto schwieriger ist die Schatzung seiner Gesamthelligkeit, die auf den Platten erfahrungs- gemal3 um so niedriger ausfallt, je geringer die Flachenhelligkeit der Komaist. Bei auBerst matten Objek- ten ist es vorgekommen, dal3 die Differenzen zwischen den visuellen und photographischen Helligkeiten mehr als 4 GroBenklassen betrugen [4]. Jedenfalls konnten zuweilen Kometen visuell noch gut beobachtet werden, fur die gleichzeitig erhaltene photographische Aufnahmen Helligkeiten lieferten, die um mehrere GroBen- klassen unterhalb der Grenze der schwachsten hier noch sichtbaren Sterne lagen. Eine Reduktion der photo- graphischen Amplitude auf die Halfte durfte deshalb durchaus berechtigt sein. Die noch ubrig bleibende Nullpunktsdifferenz beider Kurven von fast einer Grol3enklasse ist weniger auf einen merklichen Farben- index des Kometen als auf die Verschiedenheit der Beobachtungsmethoden zuriickzufiihren.
Was die einzelnen Helligkeitsschwankungen anbetrifft, so lassen sich Beziehungen zu den in den aquatorialen Gurteln des Sonnenballs auftretenden Fleckengruppen kaum priifen, da der Komet sich bis Mitte Marz 1954 in heliozentrischen Breiten zwischen +60" und +74" bewegte. Im ubrigen war die Sonnen- tatigkeit sehr gering.
Als am Abend des 20. Marz 1954 erstmalig ein 20' langer Schweif bemerkt wurde, stand der Komet nach dem Dunkelwerden schon am tiefen Nordwesthimmel, der hier durch die letzten Schimmer der Dam- merung sowie durch die Beleuchtung der Stadt aufgehellt war. Der Positionswinkel der Helligkeitsachse der am Kopf etwas facherartig erscheinenden Ausstrahlung war deshalb nicht immer rnit Sicherheit zu messen. Im grol3en und ganzen folgte der Schweif der Richtung des Strahlungsdruckes der Sonne (vgl. Spalte PW 3rd . ) rnit kleinen Abweichungen in Richtung der zuletzt zuruckgelegten Bahnstrecke (PW BEW. -180").
Eine strenge Ausgleichung der 62 visuellen Beobachtungen der Gesamthelligkeit zwischen 1953 Okt. 6 und 1954 April 28 (Y nahm von 3.38 auf 0.89 a. E. ab) liefert die folgenden photometrischen Parameter:
(nach LEVINS Formel: H , = 4y66 f 0.12 A = - 2.03 f 0.42 n = 4.33 0.15 B = 6.91 & 0.30).
Die nach r2 A 2 auf die Einheit der Entfernungen 7 = I, A = I reduzierten Helligkeiten der sternartigen Verdichtung schwanken zwischen 6m9 in den Masima und 10m5 in den Minima der Gesamthelligkeit. Auch die auf A = I bezogenen Durchmesser der Koma wechseln zwischen 0.3 und 20'. Lange des Schweifs 1954 Apr. 24 (fur A = I): 54'.
Komet ABELL (19538) Der Komet wurde 1953 Okt. 15 von G. 0. ABELL rnit dem Mount-Palomar-Schmidtspiegel als ein
verwaschenes, zentral verdichtetes Objekt 15" entdeckt. Infolge seiner Annaherung an die Sonne und Erde nahm die Helligkeit rasch zu, so daB der Komei. bereits 1953 Dez. 29 im 26cm-Aquatorial gut zu sehen war. Er zeigte an diesem Abend die Helligkeit 12m5 und hatte das Aussehen eines 3' groDen, rundlichen aber recht matten Nebels. Das Objekt stand damals nur 10' vom Nordpol des Himmels entfernt, bewegte sich auch in den folgenden Monaten in sehr hohen Deklinationen und verschwand erst Mitte Juni 1954 in der hellen Mitternachtsdammerung am nordwestlichen Horizont. Zwischen 1953 Dez. 29 und 1954 Juni 13 wurden hier die folgenden 76 Beobachtungen erhalten. In dieser Zeit stieg die Helligkeit von 12115 auf 7:o an. Ein kurzer Schweiffacher wurde erstmalig 1954 Febr. 4 im Sonnenabstand von 2.5 a. E. gesehen, zeigte aber mit der weiteren Annaherung des Kometen an die Sonne bis auf 1.0 a.E. keine bemerkenswerte Er,twicklung.
Elemente von S. KANDA, Yugawara, Japan (IAU-Circ. 1513) : T = 1954 Juli 7.34941 Weltz. (0 = 194039915
i = 53.21516 9 = 0.9703854
BI. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X 117
T a b e l l e 2 Vergleichsterne
BD-Nr. I bzw. Ort 1855.0
- Bez. -
I 2
3 4 5 6 7 8 9
1 0 I 1 I2
I3 I4 I5 16 '7 I8 I9 2 0 21 2 2
23 24 25
phm' I Gr. I / I0?45 51 10.69 52
10.05 54 9.37 55
8.96 64
9.34 66
8.99 1 68 8.56 69 7.99 70
9.08 1 65
8.79 1 67 8.40
BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 1 %?'
+59 976 8.58 +59O957 7m70
$57 977 8.59 +57 978 9.59 $55 1125 8.68 +57 1012 8.29 $55 "37 8.21 +53 I094 7.43 $51 I307 8.04 +49 I633 7.25 +50 1441 8.14 +44 1701 7.93 +43 I754 7.18 +42 1808 8 .20
+41 1771 7.30 +39 2068 7.72 +37 1856 7 3 4
1-37 I857 7.93 +36 1825 7.85 +35 I834 7.36 +34 1855 7.78 +32 I779 7.04 +28 1659 6.34
2 1 ~ 57m 54s +Soo 817
2 2 13 51 +78 52.4 22 15 35 +78 26.1 22 52 48 +76 7.8 2 2 54 21 +76 6.5 22 59 15 $75 41.6 23 2 24 +75 32.9 23 2 44 $75 38.9 23 4 24 +75 34.2 23 8 43 +75 17.3 23 I4 23 4-74 55.2 23 I3 45 +74 58.4 23 27 27 +74 35.3 23 24 46 $74 15.0 23 35 32 +74 6.8
22 I9 34 $78 48.7
23 39 1 0 +73 52.6
11.77
11.30 11.38 11.00 11.14 10.57 10.80 10.66 10.77 11 .12
10.39 10.43
1 1 . 1 0
23 48 4 +73 56.7
oh 31m 35s +720 1918
0 h 5 3 ~ SS +7z0 I!O
+7z036
+7Z052
1 38 I 39
40 41 42 43 44 45 46 47 48
1 50 I 49
~1 Bez. phm. Gr. ,
BD-Nr. bzw. Ort 1855.0
38m 25' +71' 2418 I 38 45 +TI 16.5
+69 189 +70 218 +70 217 +69 204 +69 2 1 1 $69 220
+67 312 +67 309 +66 318 +66 327 +66 331 +66 336 +64 509 +65 466 +63 585 +63 598 +63 597 $62 779 +61 831 +61 839 +61 849 +59 949
+71°114
Beobachtungen
Schweif
I' I953 Dez. 29.767
3 4 5
! - i -
' n -
' 3
( R k
30.809 11.60: 1 2
30.903 11.50 12
4,779 11.38 16 R k 17
~7
12
'4 '4 3
118 31. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X
(Fortsetzung von Tabelle 2) - $ < - 15 i7 18 18 18 3
19 2 0 21 22 22
19 22 22 22
3 23 18
18 18 18 18 24 18 18 24 25 26 3
27 25 25 28 28 29 30 28 3'
22
- PW Bew. -180°
WeItzeit mt )cob.
Verg1.- Sterne A
- 1.853 1.847 1.840 1.833 1.791 1.770 1.757 1.750 1.742 1.735 1.729 1.721 1.7'4 1.700 1.669 1.649 1.648 1.641 1.641 1.636 I ,630 1.623 1.618 1.599 1.592 1.587 1.559 1.549 1.539 1.534 1.529 1.520 1.511 1.507 1.503 1.499 1.492 1.486 1.475
mt ber.
Cern- hell.
Schweif PW 3rd. B-R
PW Bem. r Lan-
ge - I0 I0
5 8
n I2 - I0 I 0 I 2 I 0 - 6
I 0 I 2 I0 I 0 I 2 I 2 I 0 20 20
15 Ausstr Ausstr c;,
.ache
8
_.. I 0
1 0 I0 -
I5 I 0 I 0 6
A r-
I954 Apr. 8.847
9.826 10.971 11.874 17.908
22.875 20.901
23.903
25.903 26.889
28.876 30.881
Mai 5.904 8.889 9.049 9.934
24.901
27.900
10.033 10.938 11.943
13.903 16.910
18.920 23.884 25.931 27.958 28.934
12.941
17.894
29.906 3 I .go6
Juni 2.926 3.937 4.956 5.948 7.978 9.962
13.933
m 8.90 8.96 9.11 9.01 9.2 I 8.40 8.84 8.79 8.78 8.49 8.50 8.32 8.36
8.31 8.26 8.24 8.13 7.95 7.92 7.90 7.95 7.86
7.94
8.44
-
7.85
8.21 7.95 7.72 7.62 7.62
-
7.84 7.64 7.54 7.63
7.14 7.00
-
m 9.43 9.39 9.35 9.33 9.11 8.99 8.91 8.88 8.83 8.80 8.76 8.71 8.67 8.59 8.39 8.28 8.27 8.24 8.23 8.20 8.15 8.11 8.07
7.91 7.86
7.60 7.51 7.48 7.43 7.35 7.28 7.24 7 . 2 ~ 7.17
7.04 6.92
-
-
-
m -0.53 -0.43 -0.24 -0.32 +O.IO
-0.59 -0.07 -0. og -0.05 -0.31 -0.26 -0.39 -0.31 -0.15 -0.08
-0.03
-0.28 -0.28 -0.25 -0.16
-0.02
-0. I I
-0.21
+0.03 -0.01
-
- +0.61 $0.44 +0.24 f0.19 +0.2j $0.56 + 0 . 4 C fO.34 +0.4(
f 0 . I C
+o.oE
-
ni 12.8 12.8 12.7 12.7 - 12.2 12.41 12.3 12.4; 12.2 12.2 12.3t 12.3; 12.4t 12.31 11.95 1 2 . 0 1 2 . 0 12.0 11.9: 12.15 I 2 . I ( 12 .2 - 11,s 1 2 . 0 - 11.8 11.8 11.7' - - -
-1 I 11.7; 11.71 - - -
0
54 63 81 : 59
46 28 67 49 61 54 41 46 44 28 27
28-65 3' 45 46 49 46 48 45 35
30 27
18-6c 46 44
-
-
- -
39 50 : 40 47 - -
53 54 54 55
Go 62 62
-
63 63 64 65 65 67 70 72 72 72 72 73 73 74 75 77 77 78 81 82 84 84 85 -
0
323 324 324 324 - 328 329 329 330 330 331 33 1 332 333 335 336 336 337 337 338 338 339 339 34' 34' 342 344 345 346 347 347 - -
350 350 350 351 -
k, M2 jk, M, jk, M2 k, M, k, M3 3, sw k ad jk k k k ed sd sd, ew
d k, M2 k sk, M, sk, M, sk, M,
d, ew, 1LI ed, nf3 d, sw, D sd, ew sk sk, D sk, D d, sw, D d, sw, D k, D sk. D k, D. h k, D, h d. MI, h ed, sw, 1
d, nf2
k, M,
k, M3
37.38 378 38, 3' 40 40 41>42 43 44.45 44.46 4 6 4 7 46148 46.48 .6,47,49, s 47. 49, 5' 50. 5'. 5 53. 54. 5 54.56 540 56 56 56.57 56.57 569 57 57. 58 5 6 5 7
59.60 59160
62. 63 62, 63 63>64 65
66, 67, 6 67. 68, 6 69, 70
7'. 72 73
-
- 61
66
-
1.753 1.741 1.729 1.718 1.645 1.610 1.584 1.572 1.559 1.548 1.536 1.524 1.512 1.489 1,430 1.398 1.397 1.386 1.384 1.375 1.362 1.351 1.340 1.305 1.296 1.287 1.235 1.216 1.194 1.186 1.177 1.158 1.139 1.130 1.122 1.114 1.099 I ,083 1.055 - -
Anm. : I . rundlicher, matter und wenig verdichteter Nebel - 2. Komet deckt einen Stern 12 m, Helligkeitsschatzung nicht moglich- 3. benachbarter Stern stort; unsichere Beob. - 4. Komet deckt einen Stern 1om7j; Beob. schwierig- 5. maI3ig verdichtete Koma - 6. der Kern erscheint heute heller - 7. mal3ig verdichteter, fast runder Nebel - 8. Koma facher- formig ausstrahlend- 9. Koma rund, strahlig, mit sternartigem Kern -13m6 - 10. Wolkenschleier; unsichere Beob. - 11. spitze Koma rnit facherformigem Schweif - 12. Koma rund, gut verdichtet - 13. fliichtige Beob. in aufziehendem Nebel- 14. facherformiger Schweif - 15. Koma gut verdichtet, mit breitem, spitzen Facher und schmalen Strahlen - 16. Koma deckt zwei Sterne 11m51 und 1om82 (Ipv), deren Intensitaten in Abzug gebracht sind - 17. Schweiffacher zwischen PW 30' und 80'; heller Randstrahl im PW 80'; Helligkeitsachse im PW 63'- 18. Mondlicht stort- 19. buschige Ausstrahlung; Nachbarsterne storen - 20. die Intensitat des vom Kometen beriihrten Doppelsterns BD f62'777 (phm. 10m07 und 10m83) ist abgezogen-21. dieIntensitaten von 4 mitgeschatzten Sternen (phm. rrmo8, 10m84, 1om85 und 11y67) sind abgezogen; Schweif recht matt - 22. runde Koma mit breitem Schweiffacher- 23. breiter Schweiffacher rnit hellen Strahlen im PW 28' und 6 jo- 24. Dunst und Wolken; Helligkeitsschatzung nicht moglich- 2 5 . in Dunst und Dammerung sehr matt; unsichere Beob. - 26. in Dammerung und geringer Hohe recht matt; breiter Schweiffacher rnit hellen Strahlen im PW 18' und 60'- 27. Helligkeit nach Abzug der Intensitat des mitgeschatzten Sterns BD f41O 1787 (phm. 9m2g Ipv) - 28. in Dammerung und geringer Hohe -29. breiter Schweiffacher zwischen den PW 14' und 72O rnit Helligkeitsachse im PW 40' - 30. Helligkeitsschatzung wegen der hellen Dammerung nicht moglich - 31. sehr unsichere Beob.; der Komet ist in der hellen Dammerung schwer zu erkennen.
Die auf den einheitlichen Abstand des Kometen von der Erde d = I a. E. bezogenen Gesamthellig- keiten sind in Abb. z zu einer Lichtkurve vereinigt, die rnit der Annaherung des Objekts an die Sonne an- steigt und eine Kette von 8 bis 10 tagigen sekundaren Wellen rnit Amplituden bis zu einer GroBenklasse auf- weist. Diese Schwankungen sind zumeist durch mehrere Beobachtungen gut gesichert. Eine etwaige Kor- relation mit Vorgangen auf der Sonnenoberflache ist schwer zu prufen, da der Komet sich die Iangste Zeit in hoheren heliozentrischen Breiten bewegte (vgl. Abb. 2). Die fur den jeweiligen Ort des Kometen giiltigen Sonnenflecken-Relativzahlen R muBten iiberdies wegen der erheblichen Langendifferenzen Komet-Erde aus Sonnenaufnahmen abgeleitet werden, die 5 bis 7 Tage nach der Beobachtung des Kometen erhalten waren. Innerhalb dieser Zeit konnen aber Veranderungen auftreten, die den Verlauf der Relativzahlenkurve besonders in Epochen geringer Sonnentatigkeit vollig entstellen. GroBere Storungsherde auf der Sonne er- zeugen in den Kurven der Relativzahlen periodische, im Rhythmus der Sonnenrotation wiederkehrende
31. H K Y E R : I'hyische Uec)l)achtungen von liometcn. 4; 119
Maxima, die ini vorliegenden Falle nicht vorhanden sind. Im ubrigen zeigt die Entwicklung der Gesamthelligkeit des Kometen einen ganz norrnalen Verlauf. Die in Tabelle 2 mitgeteilten 72 GroBenschatzungen liefern die folqenden photometrischen Parameter. Der Sonnenabstancl des nahm zwischen 1953 Dez. 29 und 1954 Juni 13 von 2.96 auf 1.05 a. E. ab.
H , == 5m86 f 0.07 (nach LEVN Formcl: A = - 1.64 f 0.28 n = 3.65 f 0.09 n = 7.25 f 0.20)
7" - I
I I ~ I I ~ I I I I I ~ I I ~ I
-
mit tleren visuellen Kometen
R
I I I I I I I I I I 1 I I I I I I
795.4 Jan. Febr: Mar2 April Mai Juni
krechnete Gesamthelligkeit mt (ber.) = H , + 2.5 n log Y + 5 log A . Unten: Kurve dcr Sonnenflecken-Hclativzatilcn R ; H = heliozentrisclie Breite des Kometen
Abb. I . Komct ;\BELL (19j3 9 ) . I'unkte und ausgezogene Kurve: beobachtete Gesamthelligkeit; gcrissenc liurvc:
Der Durchmesser der zumeist als rundlich bezeichneten Koma wuchs rnit der Annaherung cles Ko- meten an die Sonne zunachst an, erreichte 1954 April 16 sein Maximum und nahm dann auf dem weiteren Wege zum Perihel wieder ab. Keduziert man die beobachteten Durchmesser auf den einheitlichen Abstand von der Erde d = I a. E., so ergeben sich die folgenden \Verte:
1953/54 Sonnenabstand Koma Durchrnesser
I)ez. 2') 3.0 7 3 326 ooo r in a. E. .4 .= I km
Marz 2 2.2 10.0 435 000 Maximum Apr. 16 I .65 13.5 587 000
Mai 9 1.4 11.5 '500 ooo Juni 8 1.1 7.4 3 2 2 000:
Der letzte Wert fur Juni 8 durfte infolge der Heobachtung in der DSmmerung xu klein geniesscn scin. Die mit r2 d2 auf die Einheit der Abstande redrizierten Hrlligkeiten des sternartigen Kerns stimmen
innerhalb der groBen C'ngenauigkeiten, mit denen die zum l'eil sehr rohen Schatzungen behaftet sind, leidlich uberein. 16 photometrische Messungen zwischen 1954 Fcbr. 7 und Juni 5 liefern fur r = I , d = I die mittlere Kernhelligkeit 101'38 f 01'15.
Der kurze, buschige Schweif offnete sich facherartig in einem Winkel von 5040". Seine Helligkeits- achse wich zeitweilig erheblich von der Richtung des verlangerten Radiusvektors in Richtung des zuletzt zuruckgelegten Weges ab. Er blieb wahrend der ganzen Zeit seiner Sichtbarkeit ein recht mattes Ckbilde rnit einzelnen kraftigeren Strahlen. Lange des Schweifs 1954 Mai 11.9 (auf A = I a. E. reduziert): 33'.
Komet PAJDUS~KOVA (1953 h) Der 1953 Dez. 3 von L.P.~JIXS.~KOVA in Skalnatk Pleso entdeckte Komet versprach nach den ersten
Reobachtungen und Bahnrechnungen ein ungewohnlich helles und interessantes Objekt zll werden. Nach der Ephemeride (IAU-Circ. 1432) von V. GWTH (Tatranska Lornnika) war zu erwarten. daD der Kornet 1954 Jan. 22 vor der Sonnenscheibc voriiberlaufen und um diese Zeit die Helligkeit cines Sterns I. GroDe erreichen wurde. Da er sich sowohl der Erde als auch der Sonne naherte (Perihel1g54 Jan. 24 im Abstand q = 0.071 a. E.), war ein raxhes Anwachsen seiner Helligkeit zu erwarten, die bei der Entdeckung im Sonnenabstand von 1.45 a. E. I I ~ betrug. Leider blieben die Beobachtungsbedingungen fur unsere Breite'auBerst ungunstig,
120
da der Komet sich in Deklinationen zwischen -17" und -23" bewegte und somit fur das ~6cm-Aquatorial infolge der Sichtbehinderung durch Raume unerreichbar blieb. Im Iocm-Kometensnchcr wurde er an den Abenden des 27., 28. und 29. Dez. 1953 vergeblich gesucht. Seine Helligkeit mul) in dicser Zeit unter 101."5 gelegen haben. Bei der nachsten Nachforschung 1954 Jan. 5.719 (Weltz.) wurde der Komet, kurz bevor er in den Dunststreifen des Horizonts eintauchte, rnit Sicherheit als ein an der Sichtgrenze stehender, 10' groUer runder und unverdichteter Nebel erkannt. Sein Gesamtlicht wurde roh zu 10m5 geschatzt. 1954 Jan. 8.708 und 9.709 war er mit dem Kometensucher nicht mehr zu sehen und bestirnmt schwacher als 10". Diese Beobachtungen stimmen mit den photographischen Ergebnissen G. VAN BIESRROECKS (Astron. J. 60.63) iiberein und zeigen an, daD der Komet sich um diese Zeit in einem Sonnenabstand von 0.7 a. E. in volliger Auflosung befand.
Periodischer Komet HONDA-MRKOS-PAJDUSAKOVA (19Ma = 1948x1) Der 1948 entdeckte und rnit einer Periode von 5.2 Jahren umlaufende Komet wurde 1954 Jan. 28.4,
neun Tage vor seinem Perihel, von T. MITANI auf dem Kwasan-Observatorium in Kyoto als ein verwaschenes Objekt 9. GroBe wiedergefunden. Nach einer Mitteilung von G. VAE; BIESBROECK (Astron. J. 60.64) zeigte das Objekt 1954 Febr. 5.1 die Helligkeit 9T0, eine Koma von I' Durchmesser und einen 12' langen Schweif im P W 75". In Rergedorf konnte der Komet infolge seiner geringen Hohe uber dem Horizont erst nach den1 Verschwinden des Februar-Vollmonds beobachtet wcrden. 1954 Febr. 20.76 hatte er im 26cm-Aquatorial das Aussehcn cines etwa 5' groBen, maDig vcrdichteten Nebels rnit sternartigem Kern. Die Beobachtungs- bedingungen blieben wegen des tiefen Standcs des Gestirns am hellen Westhimmel recht ungiinstig, so daD es, nachdem es die 10. GroDe unterschritten hatte, nur noch rnit Miihe crkannt werden konnte. Ein Schweif wurde hier nicht gesehen.
11. D E Y E R : Physische Beobachtungen yon Konieten. X
Elemente yon G. MERTON, Oxford (IAC-Circ. 1442)
0
I -3 '35 2 -3 '34 3 -4 140
7' = 1948 NOV. 17.71028 Weltz.
i = 13.16282
-2 275
8.94 9 -2 493
C = 0.8143141 a = 3,010790
P - 1908dI79 n = oP1886615
4 5
9.25 I 0 --I 487 -4 139
Beobachtungen
Febr. 20.761 21.767 26.768
Marz 6.779 9.781
10.781 11.781 22.819
28.771
23.819 27.830
111
10.76 9, 10 1 0 . 1 1 : I 1
[ I O . O - [ I O . O -
- , [12.0 r12.5 I -
0.640 0.761 0.650 0.746 0.708 0.085 0.731 0.663 0.809 0.614 0.850 0.599 0.865 0.595 0.879 0.591 1.029 0 . 6 1 0 1.042 0.616 1.099 0.643
m
9.68 +o.o8 9.83 (-0.92)
10.32 +0.44 10.60 - 0 . 3 9 10.70 - 10.79 - 11.89 I - 12.00 I - 12.44 ' -
phm. Gr.
m 9.00 8.91
10.81 10 .51 1 0 . 0 1
I, IGxnhell. ' 1 Instr.
I m '
1 1 . 9 8 R 1 2 . 0 !I R
Bern. I Anm.
I I I 2
3 4 5 6 7 8 8
Anm.: I . Koma rund und mallig verdichtet - 2. in dichtem Dunst sehr schwer zu erkennen - 3. auUerst matter Kebel ohne Verdichtung- 4. Mond stort; sehr schwach: Helligkeit kaum zu schatzen- 5 . am mondhellen Himmel nicht sichcr zu identifizieren; bestimmt schwacher als ~omo- 6. sehr dunstig; Komct aullerst matt und nicht zu schatzen - 7. nicht zu finden: sicher schwacher als 12mo- 8. trotz bester Sicht nicht mehr zu erkennen.
Die hier erhaltenen 6 Reobachtungen der Gesamthelligkeit zwischen 1954 Febr. 20 und Marz 9 (der Sonnenabstand Y stieg in dieser Zeit von 0.64 auf 0.85 a. E. an) liefern unter AusschluD der stark heraus- fallenden Beobachtung Febr. 28.77 die folgenden photometrischen Parameter:
H, = 12m78 f. 11'47 n = 6.06 & 1.26 R = 15.25 f 3.30).
(nach LEVINS Formel: A = - 2.35 f 2.82
n1. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X 12 1
Die ersten visuellen Beobachtungen von T. MITANI [5] 1954 Febr. 4.4 und G. VAN BIESBROECK (Astron. J. 60.64) 1954 Febr. 5.1 rnit m, = 9I:o werden durch die vorstehenden Parameter mit B--R = - o'!.'oI und +om02 sehr gut dargestellt.
Die auf den einheitlichen Abstand von der Erde d = I a. E. reduzierten Durchmesser der Koma nehmen von 315 auf 214 ab. Diese Wahrnehmung kann indessen durch die immer ungunstiger werdenden Beobachtungsbedingungen vorgetauscht sein.
Die beiden geschatzten Kernhelligkeiten ergeben fur r = I, d = I ubereinstimmend 131'6. Kein Schweif.
Komet KRES~K-PELTIER (19Md) Der Komet wurde 1954 Juni 26.9 von L. KRESLK in SkalnatC Pleso und unabhangig davon 2 Tage
spater von L. PELTIER in Delphos (Ohio) entdeckt. Infolge seines tiefen Standes am dammerungshellen Westhimmel, der durch eine rasche nach SW gerichtete Bewegung immer ungunstiger wurde, konnte das Objekt hier nur bis 1954 Juli 8 verfolgt werden. Im ~6cm-Aquatorial hatte der Komet 1954 Juni 29.98 das Aussehen eines fast 6' groBen, runden aber kaum verdichteten Nebels mit einem in nordwestlicher Kchtung exzentrisch liegenden, sternartigen Kern 13". Die Gesamthelligkeit lie13 sich in der Dammerung nur un- sicher schatzen.
Elemente von L. E. CUNNINGHAM, Berkeley (IAU-Circ. 1462) T = 1954 Aug. 29.67226 Weltz. q = 0.7462545
= 254"3645
i = 88.53478 T a b e l l e 4
Vergleichsterne
8.44: I 8.28
Juni 29.985 30.960
Juli 1.948 8.72: 4 ' "1 i 2 .3
j, 6 4.965 - i - 5,931
~
! ~ ~~
Sez. 1 BD-Nr. l-phm. Gr. i; Bez. 1 BD-Nr. phm. Gr. I ,
, ,, , ~ ! i , m
1,354 ~ 0.609 ~' 5.7 I -13.0 I 1.340 0.610 6.3 -13.0 R, I< sk, D I
1.326 0.612 ' I -6 "2.5 2
1.270 0.629 ll -6 [12.8 I R, IC sk,sh, D I
R, H ' sk, D
R, K d, ew, D 1.281 0.625 -6 1 112.5 R k. sw, D 3
m +8 2844 1 8TG4 1 4 ' +GO2846 8.52 +8 2829 7.96 5 j $2 2702 1 8.67 +7 2766 j 8.50 1 c, I +I 2835 I 8.94
6.939
Nov. 28.948 8.926
Beobachtunnen
, 1.257 0.633 , , -5 -12.5:: 1 R d, sh, D I 3 - 1 1.229 0.646 -5 [12.5 I R sk. sh, D ~ 3
Y o I -
[13.0 I 1.781 0.831 ~ - ! - ' R k 1 4
~
1954 Weltzeit Verg1.- A , Koma I Kernhell. I Instr. I Bem. Anm.
Der Komet verfluchtigte sich langsam vor den Augen der Beobachter. Nach L. KRESLK (IAU-Circ. 1482) konnte erin den Morgenstunden des 24. Okt. 1954 noch als ein sehr matter Nebel 12" erkannt werden. Funf Tage spater, 1954 Okt. 29 hatte er jedoch die Helligkeit 13" bereits unterschritten und war mit den Fernrohren in SkalnatC Pleso nicht mehr nachzuweisen. An diesem Tage befand er sich im gleichen Sonnen- abstand (Y = 1.35 a. E.) wie 1954 Juni 29, und er hatte infolge des etwas groBeren Erdabstandes ( A = 0.93 a. E. statt 0.61 a. E. Ende Juni) diesmal die GroBe 9?4 zeigen mussen, wenn die Helligkeitsentwicklung normal verlaufen ware. Aber schon die hier erhaltenen Beobachtungen der Gesamthelligkeit lassen, trotz des kurzen Zeitabschnitts von nur einer Woche, statt einer zu erwartenden Helligkeitszunahme von min- destens om1 deutlich eine Abnahme von etwa 0?5 erkennen, so daB der Komet zu dieser Zeit bereits in rascher Auflosung begriffen war. Die letzte Aufnahme mit dem Crossley-Reflektor der Lick-Sternwarte (Astron. J. 60.440) zeigt 1954 Okt. 9 einen I' groBen Nebel der Helligkeit 13". Spatere, zum Teil langbe- lichtete Aufnahmen von 1954 Nov. 25,29 und 1955 Jan. 15 lassen keine Spur des Kometen erkennen.
Die Koma muB am dammerungsfreien Nachthimmel recht groB gewesen sein. Wahrend sie in Berge- dorf Anfang Juli nur etwa 6' groB erschien, fanden R. L. WATERFIELD (Ascot) und G. VAN BIESBROECK (Yerkes-Obs.) Durchmesser von 16' bzw. 10' (Obs. 74.182).
122 11. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X
Komet VOZAROVA (19541) Der Komet wurde 1954 Juli 28.9, fast 2 Monate nach seinem Perihel, von M. VOZAROVA in SkalnatC
Pleso als ein verwaschener Nebel 9" mit Kern entdeckt. Da das Objekt sich mehrere Monate lang in sehr hohen nordlichen Deklinationen bewegte, waren die Beobachtungsbedingungen auBergewohnlich giinstig. Infolge der wachsenden Abstande des Kometen von der Erde und von der Sonne nahm die Helligkeit rasch ab. In Bergedorf konnte die Uberwachung erst nach der Ruckkehr des Verfassers vom Sommerurlaub be- gonnen werden. Zwischen 1954 Aug. 25 und Okt. 3 wurden hier die in Tabelle 5 folgenden 10 Beobachtun- gen erhalten.
Elemente von L. KRESAK, SkalnatC Pleso (IAU-Circ. 1477) T = 1954 Juni 1.93339 Weltz.
= 0.6770673
T a b e l l e 5
Vergleichsterne
I 2
4 3
5
Nr. I BD-Nr. 1 phm. Gr. 11 Nr. I BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 1 phm. Gr. 11 Nr. I Ort 1855.0 I phm. Gr.
m h m s o m $86' 178 10.48 I I 1 I8 27 3 $63 16.0 12.28
f85 240 9.85 8 18 1 1 50 $68 18.1 11.49 1 I3 I8 33 39 +60 0 .5 12.62
+82 491 10.09 1 I 0 I 8 27 44 $63 14.9 11.93 i
g?88 ~ 6 $8; 489 +86 188 10.16 7 1 8 ~ 1 5 ~ 383+6802g!o 11.18 12 18 33 17 $60 2.7 11.87
$85 241 10.18 1 g 18 19 46 $66 1.5 11.88 ~ 14 18 34 21 f59 53.6 12.31
- m m m I! / m
Aug. 25.858 10.02 I , 2 1 ,710 1.651 9.93 +o.og 1 1 4.6 -13.7 R, K 26.851 9.95 I , 2 1.725 1.652 10.01 -0.06 ' 5 3.9 -13.6 R, K 27.857 1 0 . 1 0 3, 4 1.739 1.654 10.09 +O.OI I / 4.6 -13.9 R, K
Periodischer Komet SCHWASSMANN-WACHMANN 2 (19549) Seit seiner Entdeckung im Jahre I929 ist der Komet in jeder Wiederkehr (1935, 1942,1948 und 1955)
beobachtet worden. Da die Umlaufszeit ziemlich genau 6l/, Jahre betragt, steht er alle 13 Jahre nahezu urn die gleiche Zeit (Febr. bzw. Aug.) in der gleichen Himmelsgegend. Infolge der gut gesicherten Bahnelemente gelang es diesmal H. M. JEFFERS und Miss E. ROEMER auf der Lick-Sternwarte, den Kometen 1954 Juli 28.45, mitbin 7 Monate vor seinem Perihel, als ein nebliges Objekt 17" wiederzufinden. Obgleich die Helligkeit bis zum Januar 1955 bis auf 1 2 3 anstieg, so blieb er doch fur das z6cm-Aquatorial ein recht schwaches Gebilde,
d I d 2
k 3 Sept. 1.840
16.837 17.809 20.904 23.802 27.830
Okt. 3.826
10.51 I
4 11.28 5 11.88 6 12.30 12.35 sk
-
[12.8 k i 7
11. UEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X 123
dessen uberwachung etwas schwierig war. Zwischen 1954 Jan. 29 und Marz 12 wurden hier die folgenden 13 visuellen Beobachtungen (Tabelle 6) erhalten.
Elemente von HANS Q. RASMUSEN (Publ. Kopenhagen O h . Nr. 148) T = 1955 Febr. 27.054 Weltzeit
e = 0.383651 n = 3.49212
q = 2.152365
Tabel lc 6
Vergleichsternc
CO = 358"003 1 = 3.7239
P = 632580
Jan. 29.969 Febr. 11.762
21.801 21.953
13.837
22.796 23.858 24.793 25.790 26.983
Marz 10.806 I I ,840 12.822
Y ~ '4 ~ mt bcr 1 B-R ~ Koma 1 Kernhell. ~ Instr. ~ Bem. 1 Anm.
2.159 2.153
2 . 1 5 0 2 . 1 5 0 2 . 1 5 0 2 . 1 5 0
2.149 2.149 2.149 2.153 2.154 2.154
2.153
m l
~
12.28 1
12.41 !
12.51 1
12.52
12.54 1 12.55 ' 12.56 ~
12.58 ' I
-
- -
12.78
m +0.15
-0.o.t -0.24 -0.24 -0.10
t-0.19 + O . I 9 -0.02 -0.03
-
+O. 2 2
It R I:: R
/ R R
I R R R R R
k sk, ssw sk, w sk sk sk sk k k sk sk
k k. w
I 2
3 4 5 6 7 8 5 5 9 9
1 0
Anm.: I . Koma: klein, rund, gut verdichtet - 2 . am Ephemeriden-Ort nicht zu finden; vielleicht von einem helleren Nachbarstern iiberstrahlt - 3. die Intensitat des bedeckten Sterns 13mog Ipv gh 39m 36s + 2 2 O 2316 (1855.0) ist von der Gesamtintensitat des Kometen abgezogen - 4. die Intensitat des bedeckten Sterns 6h 4 1 ~ s 3 +zzo 4112 (1855.0) ist rnit 13m43 Ipv in Abzug gebracht - 5. sichere Helligkeitsschatzung - 6. die Intensitat des bedeckten Sterns 13mII gh 41m33' $22' 4314 (1855.0) istabgezogen- 7. die Intensitat desbedeckten Sterns 13m28 I p ~ G ~ 4 1 ~ 5 3 ' +zZ0 4516 (1855.0) ist beriicksichtigt - 8. sehr lichtschwache, aber gut verdichtete Koma - 9. in dichtem Gewimmel von Milch- StraDensternen nicht zu identifizieren - 10. Helligkeitsschatzung des auljerst matten Nebels sehr schwierig.
Da der Sonnenabstand des Kometen sich zwischen 1955 Jan. 29 und Marz 12 kaum anderte, ist die beobachtete geringe Helligkeitsabnahme allein auf den zunehmenden Abstand von der Erde zuruckzufuhren. Uber den Verlauf der Helligkeitsentwicklung vermogen die Beobachtungen daher nichts auszusagen. Legt man fur den die Entwicklung anzeigenden Exponenten n von r als Naherung n = 4 zugrunde, so ergibt sich die Normalhelligkeit H,, = 8m47, mit der die Werte in Spalte m, (ber.) bestimmt sind. Aus dem Unterschied zwischen beobachteten und berechneten GroBen (B-R) IaBt sich bestenfalls eine kurze sekundare Welle rnit einer Amplitude von etwa om5 nachweisen, deren Realitat aber nicht gesichert ist. Ihr Minimum 1954 Febr. 24.4 fallt mit einem Maximum ( R = 33) der immerhin recht kleinen Sonnenflecken-Relativzahlen zusammen.
Reduziert man die Beobachtungen der Koma auf den einheitlichen Abstand von der Erde A = I a. E., so erhalt man fur den Sonnenabstand r = 2.15 a. E. einen Durchmesser von 214 oder 105 ooo km.
Der Kern konnte wegen seiner Lichtschwache nicht gesehen werden. Kein Schweif.
Komet BAADE (1954 h) Anfang Aug. 1954 entdeckte W. BAADE auf Platten des Mount-Palomar-Schmidtspiegels von 1954
Juli 31. z einen Kometen 15". G. VAN BIESBROECK (Obs. 74.182) beschreibt das Objekt nach einer Yerkes- Aufnahme von 1954 Aug. 10 als ein gut verdichtetes, nebliges Gebilde mit einem relativ hellen Kern und einem 0'7 langen Schweif im PW 135". Da der Komet sich uber anderthalb Jahre lang ganz langsam in hohen nordlichen Deklinationen bewegte und fur uns bis Ende Dez. 1955 zirkumpolar blieb, waren die Beobachtungsbedingungen aul3ergewohnlich gunstig. Leider stieg seine Helligkeit nicht uber 12mo an, und er blieb deshalb stets ein schwieriges Objekt. Trotzdem konnte er hier rnit Ausnahme der hellen Som-
124
mernachte fast 14 Monate lang verfolgt werden. Zwischen 1955 Febr. 21 und 1956 April 7 wurden hier die folgenden 60 Beobachtungen (Tabelle 7) erhalten.
11. BEYER: Physische Ueobachtungen von Korneten. X
Elemente von G. MERTON, Oxford (IAU-Circ. 1488) T = 1955 Aug. 13.2568 Weltzeit q = 3.870663
Q = 144'?65441
i = 100.39189
12.85 12.78
13.20 12.62 12.06 12.68 12.71 12.78 12.87 12.21 12.13 12.66 11.46 12.18 11.56
12.59
12.30
Nr.1
I
59 60
62 I 63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75
61
Ort 1855.0
I 2
3 4 5 6 7 8 9
10 1 1 12
I3 14 1.5 16
17 18 19 20 21
22
24 25 26 27 28 29
23
h m s o f 21 38 7 +83 3.1 21 39 14 +83 4.0 21 55 0 +83 5.5 22 g 7 +83 10.2
22 5 5 +83 30.9 22 18 58 +83 6.3 22 22 21 +83 11.5 22 31 19 +83 9.6 22 31 36 +83 17.5 22 46 6 $83 1 1 . 0
22 45 56 f83 14.6 22 51 13 $83 22.5 22 44 27 $83 9.5 23 26 49 $83 16.6 23 22 5 +83 8.3 23 31 53 f83 9.9 23 46 7 +82 55.8
I 15 10 +81 58.5 I 1 1 45 +81 42.6 I 26 8 +81 34.8 I 24 56 +81 39.5 I 17 36 $81 44.9
2 6 51 +So 20.7 2 14 1 1 $80 4.4 2 10 25 $80 12.2 3 2 1 1 $77 46.0 3 3 7 +77 46.6 3 9 48 +77 24.4
2 4 48 +SO 29.7
12.55 i 13.09 12.23 ' 12.81 ! var ~
12.49,
Tabel le 7 Vergleichsterne
35 36 37 38 39 40
Ort 1855.0
12.31 12.11 .
12.39 ~
13.08 ~
12.51 ~
h m s 0 '
3 9 47 +77 26.8 4 9 10 +73 6.2 4 I5 30 +72 33.4
4 I7 39 +72 3.5 4 18 34 +72 5.5 4 21 I9 $71 54.4 5 I7 57 +65 25.6 5 22 7 +64 47.2
7 20 43 +48 56.6 7 I5 37 +47 31.3 7 I4 59 f47 28.5 6 46 53 $45 44.'
6 41 35 +45 12.7 6 4' I5 $45 19.5
6 39 18 +45 6.4 6 39 I +45 15.2
5 52 37 +4' 5.7 5 53 4 +4' 7.7 5 5 0 32 +41 2.6 5 38 22 f39 28.8 5 37 25 +39 24.6 5 I4 37 +35 59.5 5 I4 22 +35 57.5 5 12 34 +35 40.1
4 14 52 +72 31.8
7 2 1 51 $49 1.4
6 46 22 +45 35.0
6 42 8 +45 22.1
5 5 2 50 +4I 9.0
46 47 48 49 50
11.97 12.45
11.60 12.14 11.93 12.88
12.21
Ort 1855.0
80 81 82 83 84 85
, 86
h m s 0 '
5 12 4 +35 39.9 5 12 2 $35 46.3 4 58 22 +33 1.4 4 59 1 +33 7.7 4 55 35 +32 18.3
4 43 5 +28 53.8 4 43 6 $29 0.2
4 42 46 $28 50.3 4 42 55 +28 45.0
4 55 23 $32 21.4
4 43 24 +28 42.0 4 40 21 +28 17.7 4 41 50 +28 20.4 4 40 25 $27 47.8 4 39 40 $27 46.6 4 38 40 $27 10.1
4 36 17 +26 1.6 4 36 o +26 6.9 4 35 53 f 25 44.8 4 35 20 + 2 5 56.1 4 33 27 +2I 40.5 4 33 7 +2I 41.8 4 33 54 +21 16.2 4 34 8 + 2 I 0.1
4 38 52 +I9 3.4 4 39 46 +18 42.1 4 41 19 +18 18.0 4 42 49 +18 2.5
4 38 29 +I9 2.8
- phm. Gr.
12.63 12.26 12.49 12.67 11.74 12.19 12.05 12.87 12.51 12.86 12.44 12.49 12.73 12.33 12.68 12.71 12.72 12.97 12.58 12.80 12.92 13.20
13.10 13.12 13.62 13.38 13.25 13.13
-
13.13
Die Veranderlichkeit des Vergleichsterns Nr. 10 zwischen den visuellen Grenzen 11m44 und 12m77 wurde 1955 Febr. 27.0 wahrend der Beobachtung des Kometen entdeckt. (Vgl. Nbl A 2 9. 18; inzwischen benannt: DX Cep.)
Beobachtungen
1955 Weltzeit I mt beob.
Febr. 21.942 22.953 23.800 24.775 25.808 27.010
Marz 1.954 2.942
11.861 12.803 17.812 18.816 27.983 28.899
Apr. 14.870 16.892
18.861 Mai 16.947
19.955 25.924 26.979
Sept. 9.856 17.927
10.792
17.874
m 12.74 12.96 12.82 12.89 12.66 12.25
12.56: 12.42 '2.47 12.64 12.68 12.81 12.44 12.62: 12.78 12.95
12.78 12.66 12.65
12.39
12.97:
- -
[ I 2 . 0 [12.2
Verg1.-Stern r
4.150 4.148 4,145 4.143 4.140 4.136 4.126 4.124 4.101 4.098 4.096
4.078 4.081
4.052 4.050 4.010 4.005 4.003 4.001 3.946 3.94' 3.932 3.930 3.876 3.882
A
3.958 3.960 3.962 3.965 3.968
3.981 3.984 4.020 4.025 4.030 4.058 4.064 4.126 4.133 4.264 4.280 4.289 4.297 4.5'4 4.535 4.573 4.579 4.211 4.101
3.97'
qber.1 B-R Koma
m 12.74 ~
12.73 '2.73 12.72 12.72 ~
12.72 ' 12.71 12.71 12.71 12.71 12.72 12.72
12.71 12.71
12.71 ~
12.73 1 12.74 i 12.74 I 12.74 12.78 ~
12.78 1
12.79 ' 12.79
12.49 1
m 0.00
+0.23 to.09 +0.17 -0.06 -0.47 -0.32 -0. I 5 -0.29 -0.24 -0.08 -0.04 + O . I O -0.27 -0.09 +0.05 +0.21
+0.23 +0.04 -0.12 -0.13 - - - -
~I '
i 1.8
1.6 'I 1.8
1 1.6 1.5
~ 1.6 1 1.5
I 1.7 '-4
1.8 i 1.7
1.5
1.3 i i 1.8 I .9 1.8 1 1.6
l -
1 2.4
~ 1.7
1 1.4
i I.3
l - - -
Kernhell.
- 111
14.01 13.96 14.06 '3.99 13.95 - -
13.90: -
14.02 13.99 14.01 - -
13.88 14.08 '4.05 14.09 - - - - - -
Instr.
R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R R
Bern. I Anm.
sk I I
sk ' I k ' I
sk 1 2 ed, w, MI1 I
sk, M, I 3 sk 11 k , w 1 I
ed, w ' 4 k 5 sk 1
d,w,M, 1 3 ssk, ew
sk I I
k 1 1
k 1
sk k i d sk 12 sk, D ' 7 k.D I 7 k, sw, D ! 8 sk, D 9 d ' 10 ed, w , 10
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X
(Fortsetzung von Tabelle 7)
- 3.888 41>42 3.910
3.9'3 -
125
1955/56 Weltzeil
Sept.
Okt.
Nov.
Dez.
Jan.
Febr.
Marz
Apr.
19.934 23.951 15.976 18.947
14.892
20.837
I I ,866
16.903
I I ,956 12.814
22.799 2.749 3.819
13.854 16.747
29.764 30.774
1.795 3.795 6.806
11.788 12.823
3.816 5.816
12.868 16.837
28.844
19.788
22.729
16.797
7342
27.819
31.844 4.852 7.863
mt beob. iVerg1.-Sterne 1 r
m 12.62
12.47
11.97 12.06
-
-
1 2 . 0 0 -
11.94 12.06 I I .83 :
12.28 12.31 12.49 12.39
12.56 '2.54 12.71 12.55 12.71 12.80
12.54 LI2.5 r12.5 [I2.8
13.04 12.90:
-
-
- -13.2:
13.32 13.58 13.40 13.43
4.038 4.064 4.068 4.095 4.104 4.121 4.142 4,145 4.151 4.757 4.166 4.153 4.186 4.199 4.254 4.261 4.268 4.287 4.302 4.344 4,347 4.359 4.375 4.386
4,073 4.015 3.680 3.636 3.294 3.259 3.239 3.201 3.074 3.073 3.074 3.081 3.141 3.150 3.254 3.292 3.378 3.493 3.5'0 3.545 3.581 3.638 3.733 3.754 3.834 4.169 4.212 4.254 4.360 4.443 4.668 4.688 4.746 4.824 4.879
12.48 $0.14 I , - I 12.45 12.30 12.27
12.09 12.07 12.06
12.03 12.05 12.05 12.14 12.14 12.24 12.28 12.35 12.46 12.47 12.50 12.52 12.58 12.64 12.65 12.72 12.96 12.99 13.01 13.10 13.15 13.30 13.3' 13.35 '3.4' 13.45
12.10
1 2 . 0 2
-1 - +o.17 i 1.5 -
-0.13 -0.03 -0.07
-0.08 $0.03 -0.22
-
-
$0.14 -to. I 7 +0.25 $ 0 . 1 1
+o.ro +0.07 to .21 $0.03 s0.13
-0. I I
-
+ O . I 6
- - -
+0.03 -0.20 -
-0.10
$0.01
+0.23 -0.01
-0.02
- 1.6 2.3 2.3
1.9
-1.8
1.5 1.5
-
2.1
-
2.0 2.1 - 1.8 1.4
1.3 1.8 2.4 2.5
2.0
- - - 1 . 1
1.3 -
"I .o 1.3
-1 .0
-1.0 *I .o
Kernhell. - Instr - R R R R R R R R R R R 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. IAnm.
k k sk sk d ed sk ed ed d k, sw, M d, sw, M k, sw d. w k k, sw ed, w, M k d k k, sw sk, sw sk sk
d ed, sw sk sd, w sd, M, k sk k k sk
sd, Mi
i1
12
i
'3 '4 15 5
16 5
'7 15 18 19 19 19 20 21
19 19 17 '7 19 19 19 2 1 22
23 24 25 26 27 27 27 27 27
Anm. : I . gut verdichtete, runde Koma mit sternartigem Kern - 2. heute auffallend gut sichtbar; anscheinend heller als zuvor- 3. am mondhellen Himmel sehr matt - 4. Beob. wegen Lichtschwache des Kometen schwierig- 5. sehr sichere Beob. - 6. Helligkeitsbeob. durch Nachbarstern 6m gestort - 7. in der Mitternachtsdammerung auI3erst matt und schwie- rig - 8. am hellen Himmel nicht zu finden - 9. Komet trotz der Mitternachtsdammerung sicher erkannt; Helligkeits- schatzung wegen des beriihrten Sterns I ~m nicht moglich - 10. am Ephemeriden-Ort nicht gefunden; tiefer Stand; Helligkeit bestimmt schwacher als 12mo- I I . matt, verwaschen; in geringer Hohe schwer zu schatzen- 12. gut sichtbar, steht aber in unmittelbarer Nahe von 3 Sternen, die eine Helligkeitsschatzung unmoglich machen - 13. Komet beriihrt BD $47" 1438 (gmo), ist schwer zu sehen; Helligkeit nicht zu schatzen - 14. in der stark verdichteten Koma erscheint der Kern heute etwas verwaschen - 15. Helligkeitsbeob. durch Nachbarstern 1om5 gestort - 16. Komet steht neben einem Stern 5m und ist kaum zu erkennen; Beob. nicht moglich- 17. am sehr hellen Himmel (Schneelicht) auBerst matt - 18. beriihrt BD $38' 1255 ( g ? ~ ) ; Helligkeitsschatzung nicht moglich - rg. runde, maI3ig verdichtete Koma ohne Kern - 20. die Intensitat des bedeckten Sterns 13m53 Ipv 4h 5sm 1 6 ~ +3z0 1313 (1855.0) ist in Abzug gebracht - 21. am mondhellen Himmel nicht zu erkennen- 22. Himmel durch Nordlicht erhellt; Komet nur blickweise sichtbar- 23. nicht gefunden; vielleicht von hellen Nachbarsternen iiberstrahlt - 24. recht matt, aber noch gut zu schatzen - 25. unsichere Beob. durch Wolkenliicken - 26. Mondsichel, Zodiakallicht und Dunst storen: Komet trotz langeren Suchens nicht gefunden- 27. Komet sehr matt; schwierige Beoh. an der Sichtgrenze des Aquatorials.
Wahrend der Reobachtungszeit anderte sich der Sonnenabstand des Kometen nur innerhalb der Grenzen 7 = 4.39 und 3.87 a. E., so daB die erhaltenen Gesamthelligkeiten trotz ihrer groBen Zahl nur un- sichere Aufschlusse uber die mit der Annaherung an die Sonne verbundene Helligkeitsentwicklung geben konnen. Aus 47 Beobachtungen zwischen 1955 Febr. 21 und 1956 April7 wurden die folgenden photo- metrischen Parameter bestimmt :
n = 4.33 & 0.77. Die LEVINSChe Formel m, = A + B 17 versagt in diesem Falle, da der im Originalausdruck
I = I , r 1 1 4 e-LvqRTa vorhandene Faktor +I4 angesichts des Radiusvektors Y w 4 zu stark von I ab- weicht, urn vernachlassigt zu werden.
Die Abweichungen der mit H, und n gerechneten Helligkeiten von den Beobachtungen B - R sind in Abb. 3 graphisch dargestellt. Leider ist die Kurve nicht iiberall durch eine hinreichende Zahl von Beob- achtungen gesichert. Zwischen 1955 Mai 20 und Sept. 18 klafft eine Lucke, in der das Objekt zunachst wegen der Mitternachtsdammerung, spater wegen seines tiefen Standes nicht zu erkennen war. Nach den Kurven durfte die Helligkeit im Umfange von oY4 bis om7 geschwankt haben. Innerhalb des ersten Beob- achtungsabschnitts lassen sich Korrelationen zwischen den Schwankungen der Helligkeit und denjenigen
H, = 3?05 f 1.19
126 31. BEYER: l'hysische Beobachtungen von Iiometen. X
der recht Meinen Sonnenflecken-Relativzahlen nicht nachweisen, da der Komet sich in heliozentrischen Breiten zwischen +61" und +38" bewegte, daneben aber Langenunterschiede gegen die Erde zwischen 45" und 136" zeigte. Die fur den Kometen in Betracht kommenden Relativzahlen muBten daher aus Sonnenauf- nahmen bestimmt werden, die bis zu 10 Tagen nach der Kometenbeobachtung erhalten worden waren. Auf die groBe Unsicherheit solcher Vergleiche wurde bereits mehrfach hingewiesen. Im zweiten Abschnitt 1aBt sich die Kurve nur fur die Zeit 1955 Nov. 10 bis 1956 April 8 zeichnen. Wahrend dieser Epoche stand der Komet in heliozentrischen Breiten zwischen $16" und -5". Auch hier verwischt die von 0" auf 114" an- steigende Langendifferenz, die auf die Sonnenrotation bezogen, einem Zeitunterschied bis zu fast 9 Tagen entspricht, die Wirkung der zum Vergleich herangezogenen Vorgange auf der Sonnenoberflache. Wegen
[ I I ' I I I I I I I ' I I I I I I I I I ' I I I I 1
A.
m 12 -
13
+ go., I+ 80
I I I I I I I I I I I I I I 1 I I I I I I I I I I I I
1955 Morz April Mai Nov. Dez. 1956 Jan. Febr: Mar2 Abb. 3. Iiomet BAADE (1954h). Beobachtete Gesamthelligkeiten (Punkte) mi (ber.) = H,, + 2 . 5 n log Y + 5 log A
(gerissene Kurve). Unten Iiurve der auf den Ort des Iiometen bezogenen Sonnenfleckcn-Relativzahlen R. B = heliozentrische Breitc der Iiometen
der niedrigen heliozentrischen Breite des Kometen, zugleich aber auch wegen einer starken Zunahme der Sonnentatigkeit sind die Relativzahlen dieses Abschnitts etwa funfmal groBer als vorher. Im groBen. und ganzen stimmen die Epochen der Maxima und Minima der zu vergleichenden Kurven zwischen 1955 Nov. 10 und 1956 April 8 leidlich uberein. Wenn jedoch die Helligkeitsschwankungen zu Beginn der Beobachtungen als reell betrachtet werden, dann ist nicht zu verstehen, weshalb die Helligkeitsamplitude des letzten Ab- schnitts angesichts der gewaltigen Steigerung d x Sonnenaktivitat nicht groBer geworden ist.
Der Durchmesser der runden Koma scheint unabhangig vom Sonnenabstand erheblichen Schwan- kungen untenvorfen gewesen zu sein. Wenn auch die in der Tabelle auftretenden besonders kleinen Werte im wesentlichen auf ungunstige Sichtverhaltnisse zuriickzufiihren sind, so zeigen doch auch die in extrem klaren Nachten bestimmten Durchmesser erhebliche Unterschiede. XIS Grenzen finden wir :
Minimum 1955 Okt. 16.0, r = 3.91 (fur d = I): 5:5 oder 240 ooo km Maximum 1956 Febr. 12.8, r = 4.19 (fur d = I) : $4 oder 410 ooo km .
Ein relativ heller Kern konnte nur bis 1955 Dez. 12 gesehen werden. 13 photometrische Messungen zwischen 1955 Febr. 22 und April 18 stimmen, nach dem r2d2-Gesetz auf r = I, A = I reduziert, sehr gut iiberein und ergeben den Mittelwert 7?89 f o?04. 1955 Nov. 11.9 erschien die sternartige Verdichtung un- scharf, Nov. 14.9 wurde sie (r = I, A = I) zu 8?37 gemessen; den gleichen Wert ergab eine rohe Schatzung Dez. 12.0. Spater wurde der Kern nicht mehr gesehen.
Der von G. VAN BIESBROECK (Obs. 74.225) photographierte Schweif war visuell nicht zu erkennen.
Komet MRKOS (1955e) 1955 Juni 12.8 entdeckte A. MRKOS in Skalnatk Pleso einen mit bloBen Augen sichtbaren Kometen
unweit des hellen Veranderlichen E Aurigae. Das Objekt stand uni diese Zeit 24' nordwestlich der Sonne im hellen Saum der Mitternachtsdammerung uber dem Nordhorizont. Eine rasche rechtlaufige Bewegung fuhrte den Kometen in hohere Deklinationen bis zu +61" (Juli z), so daB die Beobachtungsbedingungen etwas gunstiger wurden. Als das Objekt 1955 Juni 16.99 hier erstmalig eingestellt werden konnte, stand es noch so tief uber dem hellen Horizont, daB seine Gesamthelligkeit nur roh zu bestimmen war. Innerhalb der gut verdichteten, runden und etwa 5' groBen Koma leuchtete ein sternartiger Kern, von dem ein schmaler, gerader Schweif nach NNW fuhrte. Zwischen 1955 Juni 16 und Juli 9 wurden hier die folgenden 13 Beob- achtungen (Tabelle 8) erhalten.
M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X
Elemente von L. E.CUNNINGHAM, Berkeley (IAU-Circ. 1503) T = 1955 Juni 4.402 Weltz. 0 = 33"20' 4 = 0.5376
i = 86 30
Vergl. - Sterne
- I , 2, 3 2, 3 2, 3. 4 4. s 6, 7, 8 7, 8, 9
-
10, 1 1 12
127
0.610 0.625 0.637 0.637 0.690 0.735 0.750 0.764
' 0.825 0.840 0.901
I955 Welt- zeit
l l m 1 -5' , -
0.00;' -4 ' - 9.1 -0 .11 ~ 3.8 ,- 8.0
Juni 16.999 17.972 18.934 18.964 22.956 25:927 26.967 27.951 Juli
1.938 2.965
8.955 6.951
9.951
1' I' I'
mt beob. -
m 4.5:: 4.78 4.79 4.83 5.21
5.85 -
6.08
6.37 6.54 6.7: 6.85 6.91
Z I G 229 239
T a b e l l e 8
Vergleichsterne
R , F R, F R
Nr. 1 BD-Nr. 1 phm. Gr, I Nr. 1 BD-Nr. 1 1~ Nr. 1 BD-Nr. 1 %:' - 1
+ O . I Z / ; 4.0 , - I o . ~ +o.18li 4 .0 9.5
m I1 I j +53O829 j 4.37 I/
20' 20'
A
- 1.316 1.310 1.306 1.306 1.289 1.276 1.272 1.268
1.255 1.253 1.254 1.260 1.266
- mt
ber. - m
4.65 4.78 4.90 4.90 5.30
5.74 5.64
535
6.25
6.75 6.97
6.36
7.07
m 11 +61'1043 6.53 12 $60 1148 6.44 13 +58 1244 6.92
9 +59 1065 ~ 5.22 11 14 +59 1274 6.86
Beobachtungen
PW - 348@ 350 355 351
2 - 1 0 : :
8 I 1
23 26 34:: 52 56
- PW Strd. - 342O 346 349 349
3 13 '7 20
35 39 53 59 62
-180' Bem.
k. sw, D sk, D k, D k, n sd, w, D sd, D sk, D sk, D
k, D k, sw, D 1, sw, M,
- i 4: - I 2 2
3 4 5 6 7
3 8 9
I0 sk, M,, k sk, M,, D, 1 1
Anm. : I . rohe Helligkeits-Schatzung in einer Wolkenliicke iiber dem sehr hellen Nordhorizont-2. Beob. in heller Mitter- nachtsdammerung - 3. sichere Beob. - 4. Storung durch Dunststreifen - 5. Gesamtlicht wegen dichten Dunstes nicht zu schatzen - 6. runde, gut verdichtete Koma mit zentralem Kern und schmalem Schweif - 7. Kernhelligkeit = BD -1-59' 1070 = 8m26 Ipv- 8. Kernhelligkeit = BD $61' 1063 (9m5) ; ziemlich schmaler, gerader Schweif - 9. rohe Schatzung in Wolkenliicken; Dammerung und Vollmond storen - 10. Schweiffacher zwischen PW I I O (schwache Strahne) und 52' (schmaler Schweifstrahl) - I I . breite Schweif-Ausstrahlung zwischen PW 29' und 56O; runde Koma rnit Kern -1 2m.
Ein Vergleich der hier gewonnenen Gecamthelligkeiten rnit den von A. WROBLEWSKI (IAU-Circ. 1516)~ D. ELIAS (IAU-Circ. 1516), H. MIELKE (NAZ 9.30), K. BAHNER, H. NECKEL, E. POHL (NAZ9.24) und E. MAD- LOW (NAZ 9.24) veroffentlichten Ergebnissen zeigt wieder die schon friiher festgestellten systematischen Differenzen in dem Sinne, daB die Bergedorfer Helligkeiten um om8 bis zmo iiber den an anderen Orten er- haltenen Ergebnissen liegen. Es ist wiederholt an dieser Stelle darauf hingewiesen worden, daB ein einfacher Vergleich des Kometen rnit extrafokal betrachteten Sternen um so geringere Helligkeiten ergibt, je starker das Licht des Himmelsuntergrundes stort. Das hier benutzte Verfahren ist in nur sehr geringem MaBe so- wohl von diesen Einfliissen als auch von der GroBe der verwendeten Fernrohre abhangig.
Der Sonnenabstand des Kometen stieg zwischen 1955 Juni 16 und Juli 9 von r = 0.61 auf 0.95 a. E. an. Die innerhalb dieses Zeitabschnitts erhaltenen 11 Schatzungen der Gesamthelligkeit liefern die Para- meter:
H,, =6m85 f 0.09 n = 5.21 f 0.08
(nach LEVINS Formel: A = - 5.44 f 0.67 12.30 f 0.76) , B =
die samtliche Beobachtungen gut darstellen. Die Vorzeichen der B-R-Werte zeigen das Vorhandensein einer niedrigen Welle rnit einer Amplitude von om4 und den Maxima 1955 Juni 21, Juli 12 sowie dem Mini- mum Juni 30 an. Da der Komet sich in heliozentrischen Breiten zwischen 64' und 87" bewegte, lassen sich Beziehungen zur Sonnentatigkeit nicht nachweisen. .
Die auf den einheitlichen Abstand von der Erde A = I bezogenen Durchmesser der Koma lassen mit dem von r = 0.61 auf 0.95 a. E. zunehmenden Sonnenabstand des Kometen ein geringes Anwachsen von 5!2 auf 615 (226 ooo bzw. 283 ooo km) erkennen.
128 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. X
Der Schweif war zunachst schmal und gerade; er folgte der Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne. Mit zunehmendem Sonnenabstand traten geringe Ablenkungen in Richtung des zuletzt zuruckgelegten Weges des Kometen auf. Gleichzeitig nahm er die Gestalt eines 30" bis 40" breiten Fachers an, dessen Rand- strahlen besonders hervortraten.
Literatur [I] Daily Maps of the Sun. Fraunhofer Institut Freiburg i . Br.
M. WALDMEIER, Heliographische Karten der Photosphare fur die Jahre 1953-55. Publ. Eidgen. Sternw. Zurich Bd. X, H. 3-5 (1954-56).
[2] N. RICHTER, Statistik und Physik der Kometen, S. 97. Leipzig 1954. [3] G. VAN BIESBROECK, Mitteilungen in IAU-Circ. 1432; The Observatory 74.43, 92 und 139 (19.54) ; Astron.
[4] M. BEYER, Physische Beobachtungen von Kometen. VII. Astron. Nachr. 278.236 (1950). [5] T. MITANI, The variation of the total brightness of Periodic Comet Honda-Mrkos-Pajdusakova (1948 n =
J . 59.306 (1954) und 60.62 (1955).
1g54a). Memoirs Japan Astron. Study Assoc. Vol. I Nr. I (1954).
