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Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 ( 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 Bergedor f Nr . 117)

Von M. BEYER, Hamburg-Bergedorf

M i t 8 Abbildungen. (Eingegangen 1961 Mai 12)

Mit der Zusammenfassung der in den Jahren IgjS-61 am 26 cm-Refraktor der Hamburger Sternwartc erhaltenen Ergebnisse werden die seit 1933 laufenden Berichte iiber physische Bcobachtungen von Kometen fortgesetzt. \'on 1) Iiometen konnten zum Teil langere Reobachtungsrcihcn zur Untcrsuchung der Helligkeitsentwicklung ihres Kopfes untl Kerns, der Struktur und .\usdehnung ihrer Iioma und gegebenenfalls ihrcs Schweifs gewonnen werden. Das hier seit inehr als 30 Jahren geiibte Verfahren zur Schatzung dcr Gesamthelligkeit wurdc beibehalten, um die Honiogcnitat tler bisher erhaltenen Ergebnisse nicht zu gcfahrden. .\ndererseits diirften die lichtelektrischen und. photographischen lielligkeitsmessungen dicser ausgedehntcn und ungleich verdichteten Objckte bislang kaum zuverlassigere Ergebnisse geliefert haben.

I111 Herbst 1959 gelang es, eincn Helligkeitsausbruch des periodischen Kometen S C H W A S S ~ ~ A N N - ~ A C H ~ ~ A N N I in allcn Phasen zu verfolgcn und die Xusbreitungsgesch\r,indigkeit der Materie zu bcstimmen.

Ratselhaft blieb das Verhalten ciner Kondensation, die 1900 Xpr. 24 im Schweif dcs Kometen BURNHAM (1959 k) nuftauchte und am Ort ihrer Entstehung cine stark bcschleunigte, der Sonnc abgewandte Bewegung annahm.

In den letzten Jahrzehnten ist die visuelle Beobachtung auf fast allen astronomischen Arbeits- gebieten durch die Photographie und lichtelektrische Messungen verdrangt worden. Angesichts der Uberlegenheit und Objektivitat dieser Untersuchungsverfahren drangt sich die Frage auf, ob visuelle, mithin subjektive Beobachtungen von Kometen, wie z. B. Beschreibungen ihrer Gestalt, Schatzungen ihrer Gesamthelligkeit, Messungen der Helligkeit des Kometenkerns und des Durchmessers der Koma, heute uberhaupt noch einen Sinn haben. Die Erfahrung lehrt jedoch, daB die neueren objektiven Metho- den hier auf Schwierigkeiten stoBen, die nur mit groBter Muhe zu uberwinden sind. Sie werden deshalb in der Beobachtungspraxis sehr selten angewandt, und wir wurden uber die Helligkeitsentwicklung d le r schwacheren Kometen und ihre sonstigen individuellen Eigentumlichkeiten nur wenig erfahren, wenn die visuelle uberwachung dieser Objekte plotzlich aufgegeben wurde. Die Himmelsphotographie hat zwar bei einigen hellen Kometen hervorragende Aufschlusse uber die Struktur und Beschaffenheit ihrer Schweife liefern konnen. Daruber hinaus hat sie mit Ausnahme der fur die Bahnbestimmung wichtigen Orter nur uiiwesentlich zur Erforschung dieser seltsamen Himmelskorper beigetragen. So war es bisher kaum moglich, leidlich brauchbare Gesamt- oder Kernhelligkeiten uber die photographische Platte zu erhalten. Die Schwierigkeit liegt in der groBen Ausdehnung und ungleichen Helligkeits- verteilung der Kometen, deren Gesamtlicht mit demjenigen eines punktformig erscheinenden Sterns xu vergleichen ist . Die groBe scheinbare Ausdehnung eines Konietenkopfes, die auch bei schwacheren Objekten oft 5' uberschreitet, bereitet auch der lichtelektrischen Photometrie erhebliche Schwierig- keiten. Ganz abgesehen davon, daB haufig die Intensitaten der jeweils voni Kometrn bedeckten Sterne xu beriicksichtigen sind, beeintrachtigt auch die Helligkeit des Himmelsuntergrunds die Genauigkeit der Messungen von ausgedehnten matten Nebeln. Die vereinzelt veroffentlichten lichtelektrischen Kometenhelligkeiten beziehen sich daher fast immer nur auf begrenzte Ausschnitte der Koma. Der Kern eines Kometen lai13t sich weder auf photographischen Aufnahmen noch bei der lichtelektrischen Messung vom Licht der ihn umgebenden Verdichtung der Koma trennen. Visuell ist es keineswegs schwierig, den meBbar veranderlichen kunstlichen Stern des Photometers direkt neben den Kern in die Verdichtung der Koma zu stellen und Helligkeitsgleichheit zu erzeugen. Da uberdies die photo- graphische und lichtelektrische Beobachtung bei Mondschein und in der Dammerung fast ganz fortfiel, blieb ihr Beitrag zur Erforschung der Helligkeitsentwicklung der Kometen so gering, da13 die Fort- fiihrung der visuellen uberwachung aller erreichbaren Objekte nach dem in Kr. I, I1 und VII dieser Serie [I] geschilderten Verfahren auch heute noch berechtigt erscheint .

Die im folgenden niitgeteilten Beobachtungen schlieBen unmittelbar an den Bericht XI dieser Serie [2] an und beziehen sich auf die nachstehend aufgefuhrten 11 Objekte.

Komet BURNHAM (IgjS a) 2 7 Scob. 195s Apr. I-Juni 1 8 Komet BURNHAM-SLAUGHTER (1958 e ) 46 ,, 195s Dez. 30- 1959 Mai 16

P/I<omet GIACOBINI-ZINNER (1959 b) 28 ,, 1959 Aug. 31-Okt. 26 P/Iiomet SCHWASSMANN-WACHMANN I 46 ,, 1959 Sept. 27- 1960 Jan. 30

220 11. BEYER : Phvsische Beobachtungen von Iiorneten. XI1

Komet .L\LCOCK ( I 9 j9 e ) Komet ALCOCK (1959 f )

P/I<oniet SCHAUMASSE (I9j9 h) Iiomet BURNHAM (I9 j9 k)

P/Iiomct ENCKE (1960 i) Iiomet MALSCH (1960 1 ) Kornet CANDY (1960 n)

2 1 B e o b . I9j9 Aug. 28-Okt. I S ,, 1959 Sept. 27-Okt. I I (vergebl. gesucht)

24 ,, 1960 Jan. 3o-Mai 2 0 37 ,, 1960 Jan. 30-Mai 26 14 ,, 1961 Jan. 3-2.j

21 ,, 1961 Jan. 11-1:eb. 19. 4 ,, 1960 Okt. r7--Nov. 1 1 (nicht bestatigt)

Die Bcobachtungen sind in der gleichen Weise wie bisher wiedergegeben. Die Spalten nililcob

enthalten die geschatzten Gesamthelligkeiten des Kometenkopfes; W2,ber. und B-R stellen die mit Hilfe der Formel nzlb,,, = H , + 2.5 n log Y + 5 log d berechneten Gesamthelligkeiten und ihre Ab- weichungen von der Beobachtung im Sinne Beobachtung - Rechnung dar. In den Spalten Koma ist der Durchmesser des Kometenkopfes bis zu den auBersten, visuell noch erkennbaren Grenzen aufgefuhrt. Fur die Schweife sind neben den beobachteten Langen auch die Positionswinkel (PW) ihrer Richtung und zum Vergleich diejenigen des Strahlungsdrucks der Sonne (Strd.) und der Richtung des zuletzt vom Kometen zuruckgelegten Weges angegeben (Bew. -180"). In den Spalten Bem. sind schliel3lich Abkurzungen fur die Sichtbedingungen und in Anm. Hinweise fur die am SchluB jeder Tabelle wiedergegebenen Anmerkungen zusammengestellt . Hinsichtlich der in den Spalten Bem. und Anrn. verwendeten Abkurzungen sei auf die fruheren Veroffentlichungen dieser Serie [I] ver- wiesen. Die Helligkeiten der Kometenkernc und der benutzten Vergleichsterne wurden mit einem GRAFFschen Keilphotometer gemessen und an die Sterne der Polfolge angeschlossen. Alle mitgeteilten GrbBenangaben liegen somit im internationalen photovisuellen System (Ipir).

Komet BURNHAM (1958 a) Mit der cberwachung des I958 Feb. 22.13 von R. BURNHAM auf dem Lowell-Observatorium in

Flagstaff (Arizona) am Ort 5h52m0 +1o'16' entdeckten Kometen 9" konnte in Bergedorf infolge des ungewohnlich schlechten Wetters erst 1958 Apr. I begonnen werden. Um diese Zeit stand das Objekt 15 Tage vor seinem Perihel, entfernte sich jedoch schon wieder von der Erde. Im 26 cm-Refraktor zeigte es bei bester Sicht eine etwa S' grolje, runde und zentral verdichtete Koma mit einem stern- artigen Kern 13"~. Ausstrahlungen der Koma'oder ein Schweif waren nicht zu erkennen. Die in der Zeit von I958 Apr. I bis Juni 18 erhaltenen 27 Beobachtungen sind in Tabelle I zusammengestellt.

Elcmentc yon R . G. MARSDEN, Cambridge (IAU-Circ. 1651)

1 T = 1958 Apr. 16.3041 E.T. o) = re4596 p = 1.322625 D = 150.6178 1958.0

i = 15.7920 Die Entwicklung der Gesamthelligkeit des Rometen wird unter Zugrundelegung der Formel

nz, = H , + 2.5 11 log Y + 5 log d durch die photometrischen Parameter H , = 6m75 0.27 n = 7.25 0.74 (Y anderte sich zwischen 1.32 und 1.62 a . E.)

mit den in Spalte B-R aufgefuhrten Abweichungen dargestellt (s. auch Abb. I ) . Danach waren kurze sekundare Wellen mit einer Helligkeitsamplitude bis zu oY9 vorhanden. Zur Kontrolle der hier erhaltenen Gesamthelligkeiten und zum Nachweis der Realitat der Schwankungen kiinnen f u r diesen

8% 1 I I I I 1 I 1 -I

9.0

m' m. - - .

Pcrrhel 100 - -

R

- - 0 I I I I I I I

1 1 1 21 1 11 21 1 11 1958 April Ma1 Juni

Abb. I . Iionict EURNHAM (19jS a) : . = bcob. Gcsanithclligkciten 1 1 1 1 ; F = aus lichtclcktr. Xlessungen extrapolierte Gcsanithclli~kcitcn; gcrisscnc l iurve H = H , f 2.5 11 log v j log .J; untcn: Scli\vankunjien

Ort tlcs lionieten bezogcncn Sonncnflccl~cnrclati~~zahlen N

R

- - n I I I I I I I

1 1 1 21 1 11 21 1 11 1958 April Ma1 Juni

Abb. I . Iionict EURNHAM (19jS a) : . = bcob. Gcsanithclligkciten 1 1 1 1 ; F = aus lichtclcktr. Xlessungen extrapolierte Gcsanithclli~kcitcn; gcrisscnc l iurve H = H , f 2.5 11 log v j log .J; untcn: Scli\vankunjien

Ort tlcs lionieten bezogcncn Sonncnflccl~cnrclati~~zahlen N

von der

SIXTOri auf den

Uez.

- I 2

3 4 5 6 7 8 9

I0 I 1 I2

'3

Bez.

14 I5 16 17 18 19 2 0 21 22

23 24 25 26

BD-Nr.

+24O1547 +25 1689 +25 1691 +26 1580 +26 1590 +26 1588 +26 1625 427 I443 +27 I440 +26 1631 +26 1673 4-27 1501 +27 1485

BD-Nr.

+28O1502 +27 I524 +29 1668 +27 1525 +27 1528 +27 I527 +27 1529 +27 I554 +28 1570 +27 I599 +29 I739

+28 1624 +29 I785

- phm. Gr. -

1oF4c 8.71 9.28 8.89 9.31 8.27 8.36 8.33 8.71 8.81 8.04 8.45 8.83

5.6 4.8 4.9

8.4 7.8 6.0 5.5 4.9 5.3

5.4 7.5 4.8 4.8

5.8 4.2 4.9

-5

-8

-

-

*- beob.

-13m -13 -13.0 [ IZ.O

13.11

13.18 13.20 13-23

-

- -

[I2.0 -13.0

[ I r . j - - -

[12.0

13.48 -

Apr. 1.810 6.810 7.823 9.853

12.830 12.938

10.849

13.844 14.830 15.829 15.941 I 7.830 20.861 22.878 26.854

30.941 Mai 1.852

4.869

29.851

2 I .938 22.920 26.gro 31.924

Juni '3.955 10.953 14.957 18.962

g?'o : : 9.04 8.73 8.60 9.11: 8.55 8.51 8.48 8.41 8.56: 8.57 8.54 8.28 8.44 8.31

9.0:: 8.50 9.13 9.70

10.14

10.32 10.69 10.77 10.73

9.13:

9.48 :

10.35:

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometcn. XI1

T a b e l l e I Vergleichstcrne

8.65

BD-Nr.

Bcobac ht u ngcn

~

I, 2 2 ; 3 48 5. 6 7. 8 , 9 I 0 11, 12, 13 11, 12, 13 11, 12, 13

15. 16

2 1 , 2 2

23D24 25. 26, 27 28, 29, 30 31

32 33.34 37.38 37 39s 40 41,48 42, 49 43 44.45 46, 47

12, 14

20

-

I%-R

( + 0'!'3 : : ) +0.43 +O.IZ

0.00

+0.51 -0.04 -0 .08 - 0 . 1 2

4 . 1 9 -0.05 -0.04 -0.08 -0.36 -0.23 - 0 4 3 +0.33

( + 0 . 2 : :) -0.34 +0.21 + O . I j 4 . 1 2

+0.36 +0.29 -0.05 +0.08

4 . 3 4 4 . 0 6

10.05

Koma I<crnhell.

2' l -

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

+ 2B02 I Go +2G 2155 +24 2339 +23 2371 +21 2368 + 2 0 2682 +20 2681 + I 8 2593 4-18 2591 I I h 1om51s+24~38:g 11 31 19 +22 5G.g

ed. w, M, k. w k, s w k, sw sd, s w sk sk k s k k k k. s w sd, sw k, w

k. M, sd, M, k, M, k. M, sk cd, sw k, W, M, d, D, M, k. D k. w, D sk, D sk, D

k, M,

22 1

- phm. Gr .

9'!'72 10.42 9.75

10.48 10.44 10.65 10.89 11.08 '0.73 11.11 1 1 . 1 2

Anm.

- 1 2

2 2

3 2 2

2 2

4 5 3 3 2

r 1 6 7 8

9 2

1 1

10 10 10

10

Anm. : I. am mondhellen Himmel sehr matt und vcrwaschen - 2 . rundc. zentral verdichtete Koma mit stcrn- formigem Kern; kein Schweif - 3. unsicherc Helligkeitsbeob. in Wolkcnliicken - 4. die Intensitaten der mitgeschatzten Iielleren Sterne Nr. I 7, 18, 19 der Vergleichsternliste sind vom beob. Gcsamtlicht abgezogen - 5. Helligkeitsschatzung durch benachbarte Sterne gestiirt - 6. Gesamthelligkeit am dunstigen, mondhellen Himmel nicht zu schatzen - 7. trotz Vollmonds gut zu beob. - 8. die Intensitaten dcr vom Kometcn bedeckten Sterne Nr. 35 und 36 sind vom Gesamtlicht abgezogcn - 9. Komet bcriihrt 40 Leo Min. (573); B o b . schwierig und unsicher - 10. Mitternachtsdammcrung stort; Koma nur noch schwach verdichtet.

Iionietcii die von W. M. SINTON (Lowell Obs., Flagstaff, Arizona) veroffentlichten lichtelektrischen Messungen herangezogen werden [3]. SINTON hat mit 6 verschiedenen Blenden, deren offnungen an seinem Instrument Ausschnitte von 23:'s bis zu 350" Durchmesser zu photometrieren erlauben, an 14 Tagen verschieden groBe Gebiete der Koma im V- und B-Bereich gemessen. Mit einer Ausnahme wurden jedoch nur Blenden bis zu 249'' benutzt, die nur einen Teil der Koma erfassen. Da aber fast stets mindestens 3 konzentrisch um den Kern liegende Kreisfelder von 1:4 bis 4:2 gemessen worden sind, laBt sich der Helligkeitsabfall vom Kern z y n Rande der Koma graphisch ermitteln und die jeweilige Gesamthelligkeit mit Hilfe der visuell beobachteten scheinbaren GroBe der Koma hinreichend sicher estrapolieren. Diese aus lichtelektrischen Messungen abgeleitetcn Gesamthelligkeiten sind in Abb. I als Kreise eingetragen. Sie stimmen recht befriedigend mit den visuellen Schatzungen uberein.

222 111. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1

Eine Korrelation der sekundaren Helligkeitsschwankungen mit den am FuB der Abb. I wiedergegebenen Veranderungen der auf den Ort des Kometen bezogenen Sonnenfleckenrelativzahlen ist a n einigen Stellen angedeutet, aber keinesfalls iiberzeugend.

Nach den von SINTON [3] mitgeteilten B-V-Werten der Gesamthelligkeit scheint der positive Farbenindex im Kometenkopf von innen nach auBen etwas anzuwachsen. Wahrend das zentrale Gebiet innerhalb eines Durchmessers von 0:8 einen Farbenindex B--V von +om66 aufweist, zeigen die groBeren Felder, die auch die auBeren Gebiete einschlieoen, einen mittleren Farbenindes von fom8o. Diese Farbung des Kometen vermag jedoch nicht die um 4 bis 6 GroBenklassen voneinander abweichenden visuellen und photographischen Helligkeiten zu erklaren, die in Flagstaff kurz nach der Entdeckung beobachtet wurden (IAU-Circ. 1641).

Infolge der Verwaschenheit der auneren Gebiete der Koma war die Bestimmung ihres Durch- messers in hohem MaBe von den jeweiligen Sichtbedingungen abhangig und damit recht unsicher. Unter giinstigen Voraussetzungen erschien sie im Perihel auf den Erdabstand A = I bezogen etwa 7'-8' groa, was einem linearen Durchmesser von ~OOOOO-350000 km entspricht. Die nach dem ra da-Gesetz auf die Einheit der Entfernungen (r = I , d = I ) reduzierten photometrischen Messungen des Kerns ergeben ini Mittel die Helligkeit 12'89.

Komet Burnham-Slaughter (1958 e) Auf einer 1958 Sept. 7.31 auf dem Lowell-Observatorium in Flagstaff, Arizona, erhaltenen Platte

faiiden R. BURNHAM und C. D. SLAUGHTER am Ort 21~19m6 + I O ' Z ~ ' einen Kometen 14", der urn diese Zeit etwa 3 a. E. von der Sonne entfernt s tand und erst ein halbes Jahr spater ins Perihel kommen sollte. Da der Abstand von der Erde zunachst (bis 1958 Dez. 20) zunahm, wurde das Objekt nur langsam heller. Trotz giinstiger Stellung am Hinimel konnte der Komet erst am En,de des Jahres 1958, als er die Helligkeit IZ'!'~ erreicht hatte, im 26 cm-Refraktor gesehen werden. Seine groBte Annaherung an die Erde (1959 Marz 16 rnit d = 1.940 a. E.) fie1 nahezu rnit seinem Perihel (1959 Marz 11.5 mit q = 1.628 a. E.) zusammen. Um diese Zeit hat te der Komet in der,Gesamthelligkeit I I ~ I das Aus- sehen eines rundlichen, etwa 3' groBen Nebels, dessen schwache zentrale Verdichtung einen stern- artigen Kern 1 4 ~ enthielt. Ein Schweif war visuell nicht zu erkennen. Zwischen 1958 Dez. 30 und 1959 Mai 16 wurden die in Tabelle z wiedergegebenen Beobachtungen gewonnen.

Elemente von M. P. CANDY, Hailsham, Sussex (IAU-Circ. 1661) T = 1959 Marz 11.52737 E. T.

q = 1.628380 w = 100:7334

i = 61.2598

Tabel le 2. Vergleichsterne -

Bez. - I 2

3 4 5 G 7 8 9 I 0 I1 I2 13 I4 I5 16 I7 18 19 20 21 22

23 24 25 26

art 1855.0 bzw. BD-Nr.

I 20h52"'41a+23035:3 20 52 36 +23 38.9 21 I 19 +25 6.4 21 I 37 +25 6.1 21 3 3 +25 26.0 21 3 G +25 2g.G 21 16 50 +28 18.1

21 37 28 +32 13.8 21 41 28 +32 51.9 21 41 39 +33 0.0 21 44 11 +33 18.1 21 44 26 +33 25.0 21 44 2 +33 20.6 21 50 7 +34 32.4 21 50 21 +34 41.4 22' 7 40 +37 23.3

21 38 5 +32 9.1

11Y70 12.30 12.08 12.48 11.73 12-54 11.99 11.56 12.26 11.76

11.96 11.26 11.69 .II.og 11-47 10.92

12.10

I I .03 + 3 7O45 1 5 - 22 10 rg +37 54.9 1 11.07 22 15 o +38 42.8 10.71 22 I5 37 +38 47-3 I 11-58 +39O4833 j II.oo 22 I8 I5 +39 IX.9 11.49

23 11 41 +4G 30.7 : 10.80 23 10 37 +46 45.1 I 11.47

- Bez. - 27 28 29 30 31 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51

art 1855.0 bzw. BD-Nr.

r3h 1gm48a+47~22:6 +47O4155 23 30 50 +48 56.3 23 44 42 +50 26.8 23 44 35 +50 29.0 23 44 12 +50 30.2 23 19 36 +50 47.6 23 50 26 +50 46.2 23 49 54 +50 45-2 23 55 50 +51 7.8 23 55 31 +51 13.9 23 54 5 1 +5I 11.4 23 59 22 +51 50.6 1 38 27 +57 29.5 1 40 48 4-57 19-3 1 47 34 +57 26.4 1 47 I7 +57 32.3 2 o 27 +57 52.8 1 59 15 +57 54.0 2 I3 I7 +58 9.3 2 14 54 +58 3.8 2 15 30 +58 6.8 2 14 22 +58 12.0 2 27 38 +58 12.9 2 27 49 4-58 19.1 2 49 58 +58 40.0

- phm. Gr. - IIy33 10.41 11.18 10.92 11.29 11.46 11.25 10.80 12.76 10.61

12.40 I I .28

11.52 11.15 11-77 11.34 11-47 11.34, I I .70 I I .03 12.91 11.19 11.35 11-54

I I .22

11.10

53 54 55 56 57

59 60

58

6 1

63 64 65 66 67 68 69 70 71 72 73 74 75 76 77

62

art 1855.0

2h49m39a+ 58 O 39:2 2 51 19 +58 28.1 2 55 23 +58 26.6 3 23 18 4-58 33.0 3 24 54 +58 35.1 3 25 54 +58 19.9 3 34 28 +58 28.1 3 34 41 +58 19.2 5 o 12 +55 20.5 5 2 23 +55 '4.4 5 I7 27 +54 36.3 5 I7 1 +54 18.7 5 27 42 +53 50.7 5 28 12 +53 33.9 5 40 29 +52 53.1 5 41 32 +52 46.3 5 47 32 +52 17.2 5 46 45 +52 18.3 5 47 29 +52 20.2 5 47 51 +52 18.1

5 51 19 +52 11.5 5 52 43 +51 49.9 5 51 I4 +52 5.4 5 51 51 +5I 56.8

5 47 51 4-52 18.0

- Pam. Gr. -

[ IF88 11.24 11.21 11.11 11.22 11.62 10.89 11.25 11.36 11.80 11.90 12.07 11.50 11.91 11-53 11.80 12.25 12.65 12.37 11-94 13.07 11.80 12-33 11-35 13.9"

M. BEYBR : Physisclie Beobachtungcn von Konieten. XI1

55 56-58 59,60

243

1 . 8 5 I 1.688

Beobachtungen

-0%3 + I2 + 22 + 12 - -

rg58/5g Weltzek

2:6 2 .o 2.0 1.8 - -

Dez. 30.708 Jan. 5.740

6.7'7 13.760 14.806 24.757 26.733 28.733

Feb. 1.751 8.760 9.762

11.771 12.760 13.769 28.813

M a z 2.808 5.848 7.840 8.802 9.799 9.837

10.799 10.851 11.809

29.833 31.835

Apr. 2.819 2.840 2.892 4.826

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Anni. : I . matter, kaum verdichteter, rundcr Nebel ohne Kern und Schweif - 2 . am aufgehelltcn Himmel sehr matt und schwierig - 3. cin vom Kometen beriihrter Stern g*ll stort dic Helligkeitsbcob. - J. am mondhellen Himniel nicht zu erkennen - j. liomet beriihrt Vergleichstern Nr. 12 - 6. Storung durch Nebelschwaden - 7. erstmalig wird ein sternartiger Kern sichtbar - S. trotz geringer Hohe gut zu beob. - 9. durch Dunst und \Yolken kauin zu erkennen - 10. runde, mal3ig verdichtete Koina mit stcrnartigem Kern - I I . die Intensitat des bedeckten Sterns Nr. 35 der Yer- gleichsternliste ist von der Gesamthelligkeit abgezogen - I? . Iiomet stcht jetzt frei - 13. bedeckter Stern Nr. 3s ist beriicksichtigt - 14. Schatzung des Gesamtlichts durch Dunst erschwert - 15. bedeckter Stern Nr. 49 ist abgezogen - 11;. helle Nachbarsterne storen - 17. am tiefen, aufgchelltcn NV-Himmcl aul3erst scliwicrig - IS. an der Sichtgrenze des mondlicllen Himmels.

Die strenge Ausgleichung der 41 Beobachtungen der Gesamthelligkeit liefert die photometrischen Parameter

H , = 7m10 f 0.26 n = 4.86 f. 0.45 (r schwankte zwischen 1.628 und 1.883 a. E.).

Die mit diesen Werten gerechneten Gesamthelligkeiten fltbrr weichen im hlittel nur um O ~ I I , im Einzel- fall bis zu oY28 von den beobachteten ab. Da diese an sich recht geringen Abweichungen in sekundaren Wellen angeordnet sind, deren Langen nicht mit periodisch wechselnden Beobachtungsbedingungen (z. B. Mondphasen) korrelieren, diirften sie zumindest zum Teil als reel1 anzusehen sein. Wahrend der Beobachtung bewegte sich der Komet zuineist in hoheren Iieliozentrischen Breiten und in Langen, dic: ihn 7 bis S Tage vor uns etwaigen Storungszentren auf der Sonncnoberflache gegeniiberstellten.

224 h l . UEYER. Phvsische Beobachtungcn von Kometen. XI1

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. \bb. 2. Iiomct I ~ C R N H A W S L A U C H T E R (195s e) : oben = beob. Gcsamthclligkeiten ,nr; gerissene Iiurvc H = H , + I..j iz log Y - j log A ; unten = Schwankungen tler auf den Ort des Iiometcn bczogcnen

Sonnenfleckcnrelativzahlcn R

.Angesichts diescr zeitlichen Differenz diirften die auf Grund der Zuricher Sonnenbeobachtungen f u r den O:t des Iiometen berechneten Sonnenfleckenrclativzahlen sehr unsicher sein. Sie sind in Abb. 2 den b-obachteten Gesamthelligkeiten des Kometen zugeordnet, lassen aber keine Korrelation erkennen.

Im Perihel wurde der auf den Erdabstand d = I reduzierte Durchmesser der Koma in sehr klaren Nachten zu 5:s = 250000 km bestimmt. Die nach dem r2 i12-Gesetz auf die Einheit der Ent - fernungen Y = I , = I reduzierten 14 photometrischen Mcssungen des Kerns ergeben die mittlere Helligkeit I '"39 f 0. I I.

Periodischer Komet Giacobini-Zinner (1959 b) Der seit 1900 bekannte und in seiner S. Wiederkehr erwartetc Komet wurde 1959 Mai 8.42, fast

ein halbes Jahr vor seincin Durchgang durch das Perihel (1959 Okt. 27) von Mi13 E . ROEMER auf dem U. S. Naval Observatory in Flagstaff, Arizona, in der Nahe des von C. DINWOODIE [4] vorausberech- neten Orts als ein bewegtcr Stcrn 2om wiedergefunden. Mit der Annaherung an die Sonne wurde das Objekt rasch heller und gemann schon Ende Mai ein diffuses Aussehen. Als es Anfang September die 12. GroBe erreicht hatte, zeigte es bereits das typische Aussehen eines Kometen mit parabolischem Kopf, sternartigem Kern und cineni schlanken, diffuscn Schweif. Die Gesamthelligkeit des Kopfes stieg auf dem Wege zum Perihel um weitere 5 Grollenklassen an und diirfte 1959 Nov. 2 ihr Maximum mit etwa 7mo erreicht haben. Der senkrecht zur Schwcifachse am Kern bestimmte lineare Durchmesser des Kopfes nahm mit der Annaherung zur Sonne auf dem \Vege von Y = 1.24 zum Perihel r = 0.936 a. E. trotz einer Helligkeitszunahme des Kometen um fast 3 Grollenklassen von 75000 auf 60000 km ab . Als der Komet am Tage seines Perihels bei tiefem Stande am Westhimmel zuletzt gesehen wurde, bot er auch im So mm-Sucher ein hiibschcs Bild. Die zwischen 1959 Aug. 31 und Okt. 26 erhaltenen 28 Beobachtungen sind in Tabelle 3 niitgeteilt. Zur Reduktion der Ergcbnisse wurden die folgenden, voii L. HAsEGAWA, Yamamoto Obs., Shiga-Ken, Japan, neu abgeleitcten Elemente benutzt (IAU- Circ. 1691) :

T = 1959 Okt. 26.972 \V. 2. ( f ) = 172:795

i = 30.925

= 3.45013

11 = 0".5337() l2 = 196.oSz 1950.0 t: = 0.72912

P = 6.425 Jalire. I

= 0.93621

Die strenge Ausgleichung der beobachteten 25 Gesainthelligkeiten lieiert die photometrisehen Parameter :

H , = I O ~ I S & 0.01 (r nahm von 1.235 auf 0.93b a. E. ab) 72 = 9.43 f 0.11.

Rcchnct man dainit die Helligkeiten, so crhiilt man die in Abb. 3 wiedergegebene gerisscnc I<urvc,.. Die an den Tagen 1959 Okt . 11, 12, 16 und IS starker hcrausfallenden Beobachtungen wurden um die Vollmondzeit oder bei stark dunstigeni \?:vttcr crhalten ; sie sind dahel- etwas unsicher. Im iibrigen diirften die i n Abb. 3 dargestellten \Vellen den sckundaren Helligkeitsandei-ungen des Kometen ent- sprechen. Eine Korrelation mit den am Full dcr Abb. 3 wiedergegebenen Schwankungen der auf den Ort des Kometen bezogenen Sonnenfleckenrc!lativzahlen 1st nicht vorhanden.

Dic anderung der Kernhclligkeit verlief trotz des von 54" auf S7' anwachsenden Pliasenwinkels ziemlich genau nach dem r2 &-Gesetz. SchlieUt inan die sehr unsichereii letzten 3 Helligkeitsschatzun- gen des Kerns aus, so ergeben die 16 photonietrisclicn hlessungen reduziert auf r = I , d = I im Mittel I3T78 f 0.09.

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226 M. BEYER: Physische Bcobachtungen von ICometen. S I I

Fur den Schweif sind in Tabelle 3 neben den Positionswinkeln der Helligkeitsachse verschiedent- lich auch die Richtungen der auBeren, begrenzenden Strahlen mitgeteilt. Wie aus den beiden folgenden Spalten der Tabelle hervorgeht, folgte die Richtung des Schweifs mit nur geringen Abweichungen der Richtung des Strahlungsdrucks der Sonne.

Der Komet GIACOBINI-ZINNER verdient ein be- sonderes Interesse wegen der von ihm in den Jahren 1933 und 1946 verursachten Sternschnuppenregen. Die erste, sehr auffallige Erscheinung dieser Art fand am Abend des 9. Okt. 1933 s ta t t . Nach den seinerzeit von mir durchgefuhrten bzw. veranlaBten Zahlungen zogen an diesem Abend innerhalb von 5 Stunden etwa 14000 Meteore heller als 5" uber den Himmel hinweg [5]. Gelegentlich der Wiederkehr des Kometen im Jahre 1946 trat in den Pulorgen- stunden des 10. Okt. abermals ein Meteorregen auf, der noch reicher gewesen sein soll, dessen Beob- achtung jedoch durch die Dammerung beeintrach- tigt wurde [6]. In der darauf folgenden Ruckkehr des Kometen fie1 der erwartete Meteorschauer in die Nachmittagsstunden des 9. Oktober 1952, konnte

= H , + 2 . 5 + log unten = den Ort der Jodrell Bank Experimental Station registriert des Kometen bezogene Sonnenfleckenrelativzahlen werden [7]. E r dauerte wenig uber 2 Stunden, war

aber gleichfalls sehr heftig. 1959 Okt. 10.2 naherte sich die Erde der Bahn des Konieten nur noch bis auf 0.06 a. E. Da der Komet den Knoten nur 20 Tage spater erreichte als die Erde, war mit einem verstarkten Auftreten von Giacobiniden zu rechnen [4]. Eine sorgfaltige uberwachung des Himmels, die sich vom Abend des 9. Okt. bis in die helle Morgen- dammerung des 10. Okt. 1959 erstreckte, blieb indessen vollig erfolglos.

Abb. 3. P/IComet GIACOBINI-~I"ER (1959 b) oben = beob. Gesamthelligkeiten mt ; gerissene Kurve

aber mit Hilfe von Radioecho-Beobachtungen auf

Periodischer Komet SchwaBmann-Wachmann 1 Der im Jalire I927 von A. SCHWASSMANN und A. WACHMANN in Bergedorf entdeckte Komet

geniefit insofern eine Sonderstellung, als er wie ein Planetoid in einer nahezu kreisformigen Bahn, die nur wenig gegen die Ekliptik geneigt ist, urn die Sonne lauft. Sein Abstand von der S o m e schwankt nur zwischen 5.547 und 6.425 a. E. Im Normalzustand ist er mit einer scheinbaren Hrlligkeit 18n~-xg"~ nur mit groBen Teleskopen photographisch zu erreichen. Trotz des groBen Abstands von der Sonnc treten verhaltnismaoig haufig - im Mittel etwa zweimal im Jahr - Helligkeitsausbruche auf, die das Licht des Kometen um das 25 bis 500-fache emporschnellen lassen. Eine solche Aufhellung bis zur

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 227

Beobachtungen mit dem 26 cm-Refraktor

1959160 Weltzeit

n t . 27.922

:. 1.913 30.959

2.991 3.878 4.766 4.928 5.767 5.976 0.802 6.972 7.913 8.932 9.904

11.031 11.875 12.854 14.903 I 6.840 17.760 18.808 20.851 25.795 26.800 28.835 31.861

V. 1.729 2.931 3.976 5.861 6.740 6.944 8.790 8.951

29.736

30.715

22.738

20.736 26.729

29.858

2. 19.708

23.918 24.715 30.719

1. 9.747 30.795

n: beob.

:13% LI3.0 11.51 11.17

11.09 11.16 I0.Gg 10.72 10.91 10.92 10.83 10.80 10.77 10.81 10.75 10.81 10.88:

10.9::

10.91

11.25 11.06: 10.91 10.85: I 1.03 10.85: 11.08 11.09 10.91 10.96 10.94 11.28: 11.45 12.09 11.93 11.98:

12.25:

12.65 12.80::

-13.0 Lr3.3

11.11

-

11.0::

11.21

12.21 :

-

Verg1.- Sterne

- 1

- 5.955

58 59 60 60 61 GI 62 62 62 62 63 64 65 67 .67 68 cs 71 72 73 74 79 79 81 84 85 85 86 88 89 89 91

5.991 6.000

06 og 09 og 26 29 30 30 36 45

6.064

- A - 5.034

16

og 06 05 03

2 0

I 2

02

00

5.-

95 93 90 90 89 88 87 87 88

4.990 5.003

06 16 30 35 40 46 59 65 66 79

5.080 5.181 5.245

82 83

5.294 5.574 5.618

38 5.653 5.748 5.914 6.225

4.998

- mt fur 1 = 1

A = I

L 5 S C5.6 4.13 3.79 3.74 3.72 3.79 3.32 3.35 3.54 3.55 3.45 3.43 3.40 3.44 3.38 3.44 3.51: - 3.53: 3.63: 3.54 3.83 3.87: 3.67 : 3.52 3.46 3.63 3.45: 3.67 3.68 3.50 3.54 3.52 3.82 : 3.96 4.58 4.42 4.47: 4.58: 4.60: - 4.99

Koma

m

I" I 0 - 30"

34 39 34 42 47 58 60 72 83 78 80)' - - - - 1 :9 3.9 3.8 3.1 4.0

4.6

4.8 4.;

-

-

5:O X 4.0 4.7 4.9 4.8 4-0 4.4 4.6 3.8

-4 ' -3.8 -

3.3 5.10:: -3'

15.4 -2.6

- i a lo

-

60"

97" 90 73 70 721'

adiusdei Coma in 000 km

- - 1.8

18.2

54.4 61.7 70.6 61.6 76.0 85.2

105.0 108.6 130.3 150.1 141.1 144.6

-

- - - -

206.2 424.3 4'3.6 338.1 437.5

504.1

528.0 440.5 550.8 519.1 541.3 540.8 456.2 505.4 502.8 437.4

-485 -464

-375 -334

-

-

- 405.6

-

Kern- helligk. beob.

AUS- trahlung im PW

240" : :

Bern.

sk sk sk ed sd, w ed ed sk sk sk sk ed ed k k k, Mz sd, M3 sd, Ma ssd, M, ssd, M3 k, sw, M

sk k sd, w d, w d, sw k d k, w

sk ed. M,

d ' sd ed ed sd ed, w k. w d, s w sk d, w

k, Mz

k, M i

k, Mi

k, M, k

:\nm. : I . Iiomct unsichtbar odcr nicht identifiziert - 2. stcrnartig ohne Iionia- 3. einc sehr klainc. runde Licht- scheibc mit diffusein Kern liegt exzentrisch in cincm sehr mattcn ovalen Halo - 4. schwierigc Beob. durch \\~olkcnliickcn iintl Kcbcl - j . rundc, Icicht granulierte aber unverdichtcte Scbelscheibe niit unscharfcm Rand ; kein Kern licllcr als i !?lo; Halo unsichtbar - 0. die unvcrdichtete Nebelscheibe ohne Kern ist im doppelt so groDcn Halo cingcbcttct; cine tliffuse Ausstrahlung ist im P \ V 140.' angedeutet - 7. der Iiomet besteht a u s einer schlecht bcgrenzten hclleren Iionia, dic cvzcntrisch voni groneren Halo umgeben ist und diffus in Richtung des P \ V 139' auszustrahlen scheint; cin sternartiger Kern 1 4 m licgt stark eszentrisch im P \ V 310' - 8. erheblich groaerc Iiernhelligkeit - 9. Iioma und Halo sind zu cincm exzentrisch verdichteten Nebel verschmolzcn - 10. etwas ovalc Iioma init sehr diffusein Rand, exzentrischer \.erdichtung und noch starker verlagertem Kern - I I . Dunst und Mondlicht storen - 1.2. in MondnPhe und Dunst nicht zu crkenncn - 13. groL1, verwaschen und kaum verdichtet - 11. unsichere Bcob. durch Dunst - I j. Hclligkcits- Iieob. durch Kachbarsterne gestort - 16. die Intensitaten der mitgeschatzten Sterne Nr. 31 und 3 2 der Vergleichsternliste sind vom Gcsamtlicht abgezogen - 17. LuDerst matter, unverdichteter Nebel - 18. schwierige Beob. an der Sicht- grenze - 19. unsichtbar [13?'3.

11. GroDe fulirte 1927 zur Entdeckung des Objekts, und die haufige Wiederholung der in diesem Ausmal3e noch nicht beobachteten und schwer zu deutenden Lichtausbruche gaben alsbald die I'cranlassung, tlcm Kometen fortlaufend photographisch zu uberwachen, zumal d a er init grol3en Reflektoren allj&hr- lich eine langere Zeit hindurch erreichbar bleibt. Die Ergebnisse dieser Untersuchungen sind inzwischen von N. RICHTEK gesammelt und inehrfach diskutiert worden [g]. Die visuelle Beobaclitung an den Bergedorfer Refraktoren mul3te sich darauf beschranken, deli Iiometen gelegeiitlich seiner Aufhellungen zu fassen, urn den Ablauf dcr explosionsartigen Erscheinungen moglichst luckenlos zu beobachten. Nachdeni hier bereits iin Frulijahr 1949 eine Aufhellung bis zur GroDe 13m5 visuell a m 60 cm-Refraktor

15*

- mni. - i i 2

3 4 5 5 6 6 7 7 8 9

10

10 10 11 11 12 11 11 11 13 13 14 13 13 13 14 13 11 10

13

15 13 16 16 '4 17 17 18 17 18 18 19

10

228 M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1

naher erfaBt werden konnte [S], gelang es nunmehr, einen 1959 Okt. I stattfindenden, besonders heftigen Helligkeitsausbruch in allen Phasen seiner Entwicklung zu verfolgen. Infolge einer selten giinstigen Wetterlage konnte der Komet, dessen Helligkeit bis auf 10m7 anstieg, im ersten und interessantesten Abschnitt seiner Entwicklung fast taglich am 26 cm-Refraktor beobachtet werden. Insgesamt wurden zwischen 1959 Sept. 27 und 1960 Jan. 30, vom Beginn des Lichtausbruchs bis zum Unsichtbarwerden des Kometen, die in Tabelle 4 zusammengestellten 46 Beobachtungen erhalten.

Der Helligkeitsausbruch des Kometen muB sich 1959 Okt. I innerhalb weniger Stunden ereignet haben. 1959 Sept. 27.9 waren unter giinstigsten Sichtbedingungen weder Andeutungen einer Koma noch eine sternartige Verdichtung heller als 15mo zu erkennen. Sept. 30.9 war die Luft sehr klar, aber so unruhig, daB Sterne schwacher als 13?o nur blickweise sichtbar wurden. Deshalb wurde leider ein Vergleich der am Ephemeridenort des Kometen stehenden schwachsten Sterne der WOLF-PALISA-Karte rnit dem Himmel unterlassen. Nach einer brieflichen Mitteilung von Herrn Dr. J. SCHUBART (Stern- warte Sonneberg) ist aber der Komet auch auf den uberwachungsplatten dieser Nacht nicht vorhanden. 23 Stunden spater stand an dem vorausberechneten Kometenort ein Stern, der auch mit mofacher VergroBerung nicht von benachbarten Fixsternen zu unterscheiden war. Bei bester Sicht war in dieser Nacht nicht der geringste Schimmer eines Nebels zu erkennen. In der folgenden Nacht (Okt. 2.99) zeigte das Objekt bei 35o-facher VergroBerung eine kreisrunde, aber nicht ganz scharf begrenzte Licht- scheibe von 10" Durchmesser rnit einem sternartigen Kern als Mittelpunkt. Trotz dunstiger Luft war ein schwach elliptischer Halo von I' angedeutet, der die kleine Lichtscheibe exzentrisch in Richtung des PW 240: verschoben umgab. Mit dem Grooerwerden der Lichtscheibe wurde ihre Flachenhellig- keit rasch gwinger und ihr Rand verwaschener. Die sternartige Verdichtung blieb Okt. 3.9-5.9 unsichtbar, trat dann aber Okt. 6.9 wieder in der Helligkeit 14To hervor, stieg auf 12mg an, urn dann rasch abnehmend Anfang November mit 15mo wieder zu verschwinden. Dieser Kern lag seit Okt. 6.9 stets stark exzentrisch in Richtung des P W 340' in der Koma verschoben, die zuweilen in Richtung des PW 160O oval geformt oder dorthin auszustrahlen schien. Die Gesamthelligkeit des Kometen stieg Okt. I zunachst innerhalb weniger Stunden auf 11m5 an. Mit der Ausbreitung der Materie wuchs die Gesamthelligkeit um weitere om8 und erreichte Okt. 5.7 ein spitzes Maximum 10". Der Hellig- keitsabfall erfolgte dann langsam in Wellen von rund 22 Tagen rnit Schwankungen von etwa om6.

m 3.0

n

L . 0

5.0

6 0

7. 0

8.0

I " I " I " I '

I 1 1 21 I I f 21 1 I f 21 1 11

1959 okr Nov Oez. 1960 Jan

Abb. 4. P/Komct SCHWASSMAXN-WACHMANN I : . = beobachtete, auf Y = I , A = I rcduzicrte Gesamthelligkeitcn H ; x = beobachtete, auf r = I , d = I reduzierte IGxnhelligkeiten m k ; 0 = beobachtcte Durchmcsscr D der Koma in km

(rechte Skala) ; die kleinen Iireise stellen Beobachtungen dar, die durch Dunst oder Mondlicht gestort wurdcn.

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 229

Da der Nachschub an staubformiger Materie aus dem Kern bald nach dem Ausbruch stark zuruckging, nahm rnit dem raschen Wachsen der Koma ihre Flachenhelligkeit, besonders in den auJ3eren Schichten, so stark ab, daB der Komet trotz erheblicher Gesamthelligkeit schwer zu beobachten war. Damit wurde auch die Bestimmung seines Durchmessers immer schwieriger und ergab bei hellem Mondschein oder dunstiger Luft systematisch zu kleine Werte. Zur Ableitung der Geschwindigkeit, rnit der die Xaterie sich nach dem Helligkeitsausbruch vom Kern in den Raum bewegte, wurden daher die Beob- achtungen von Okt. 12-20 und Okt. 28 nicht berucksichtigt. Nach der in Abb. 4 gegebenen Dar- stellung wuchs der Durchmesser der Koma innerhalb von 34 Tagen (1959 Okt. 1.9-Nov. 4.9) stetig auf 5:o oder 1.1 Millionen km = 0.8 Sonnendurchmesser an. Die Ausbreitungsgeschwindigkeit betrug damit 187 m/sec. Der Nov. 7 einsetzende Stillstand der Zunahme des Koma-Durchmessers und die im weiteren Verlauf beobachtete Abnahme wurden durch die rnit dem geringen Nachschub und der Abwanderung der Materie verbundene Verdunnung vorgetauscht, die zuerst die Randgebiete der Koma unsichtbar werden IieD.

Herr K. LUBECK hatte die Liebenswurdigkeit, auf meinen Wunsch an den Abenden des 7. und 9. Okt. 1959 Objektivprismen-Spektrogramme des Kometen rnit dem 35 cm-Schmidt-Spiegel unserer Sternwarte aufzunehmen. Die erhaltenen 4 Spektra zeigen abgesehen von einer unverkennbaren Rotung das kontinuierliche Spektrum des reflektierten Sonnenlichts. Emissionen sind nicht angedeutet. Auch vorher, als der Komet noch fast sternformig war, erschien das Spektrum im Okularspektroskop rein kontinuierlich.

Bemerkenswert ist das zeitliche Zusammentreffen des beobachteten Lichtausbruchs rnit einem nusgesprochen tiefen Minimum der solaren Radioemission auf der Wellenlange 10.7 cm . Im ubrigen traten auf der Sonne keine Gebiete besonders heftiger Aktivitat hervor, die fur die Auslosung der starken Eruption ursachlich gewesen sein konnten.

Komet Alcock (1959 e ) Der 1959 Aug. 25.9 von G. E. D. ALCOCK in Petersborough, Northants (England) am Ort

15~~54m-2 +34'25' entdeckte Komet lorn hatte sein Perihel bereits 8 Tage vorher durchlaufen. Da die groBte Annaherung an die Erde erst 1959 Sept. 14.0 rnit d = 0.698 a. E . stattfand, stieg die Hellig- keit bis Sept. 3 noch etwas an. Um diese Zeit zeigte der Komet eine fast 5' grol3e Koma rnit einer schwachen, exzentrisch nach N verlagerten Verdichtung und einem sternartigen Kern 14m1. Im Gegen- satz zur unveranderlichen Helligkeit des Kerns schwankte das Gesamtlicht des Kopfes ziemlich schnell und unregelmaflig. Trotz seiner geringen Flachenhelligkeit konnte der Komet 1959 Sept. 10.8, am Tage nach dem ersten Mondviertel, noch gut beobachtet werden. Danach hatte er auch am folgenden Abend, Sept. 11.8, trotz Dunstes und Mondscheins mindestens noch erkennbar gewesen sein mussen. An diesem Abend und Sept. 13.S wurde jedoch vergeblich gesucht. Auch nach dem Verschwinden des Mondes gelang es nicht, den Kometen an den von M. P. CANDY (IAU-Circ. 1693) vorausberechneten ortern oder in deren Nachbarschaft wiederzufinden. Die Reobachtungen wurden jedoch in hohem hIa13e durch das Gedrange von schwachen Sternen erschwert, das den Hintergrund des Kometen auf seinem Wege durch die dichtesten Gebiete der Scutum-Wolke bildete. Es durfte aber sicher sein, darj die Gesamthelligkeit des Objekts nach 1959 Sept. 27 schwacher als I I ~ O gewesen ist. Mi13 E. ROEMER bestimmte seine Helligkeit auf Flagstaff-Platten von 1959 Okt. 4.11 zu 17m8 (IAU-Circ. 1696). Wahr- scheinlich befand sich der Komet schon Mitte September im Zustande der Erschopfung seiner Reak- tionsfahigkeit. Zwischen 1959 Aug. 28 und Okt. I wurden die in Tabelle 5 zusammengestellten Beob- achtungen erhalten.

Infolge der kurzen Zeitspanne von 13 Tagen. in der Helligkeitsbeobachtungen erhalten wurden, und der wahrend dieser Zeit nur sehr geringen Anderungen des Sonnenabstands des Kometen lassen

Tabe l l e 5 Vergleichsterne

Bez.

1 - 3 4 5 0

8 9

3

I 0

I 1

BD-Sr.

+31°1831 +32 2694 +32 2697 t 3 I 2834 + 3 0 2780 1-30 2781 + 3 0 2785 +28 2557

+28 2573 -1-28 2569

+27 2655

- phm. Gr.

8'1'39

8.77

9.48

8. j g

9.15

9.92 9.92 9.61 9.99 9.05 9.35

- Bez.

1 1

'3 '4 ' 5 16 '7 IS 19 20 2 1 22

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

~

+26"2863 +26 2874 4-24 3050 -125 3110 + 2 5 3117

1 6 ~ 35m 11' +25OZh:3 4-22 3034

+22 3025 4-21 3017

+23 3005

Beg]. von +ZI" 3017

Ihm. Gr.

S'!'gg 9.38 8.39 8.90

10.96 10.98 9.58 9.76 9.60

10.56 12.16

BD-Nr. bzw. Ort 185.j.o Ihm. Gr.

I O'!'I 2

9.30

9.00 10.01

9.46

8.78 1 1 . 2 1

9.16 9.50

12.10

A

1959 Weltzeit mr beob. Verg1.-Sterne Y A Ei. B--R 1 Koma Kernhell. Instr. Bern. Anm.

sich die photometrischen Parameter H, und n nur sehr unsicher bestimmen. Eine strenge Ausgleichung der beobachteten 14 Gesamthelligkeiten liefert

H , = Om41 f 0.95 n = 4.30 f 5.13 (r stieg von 1.17 auf 1.22 a. E. an).

Der gefundene Wert fur die Normalhelligkeit H , durfte leidlich stimmen, da der Komet in der Nahe des Sonnenabstands r = I beobachtet wurde. Um so unsicherer ist der die Reaktionsfahigkeit des Kometen wiedergebende Exponent n, was auch im mittleren Fehler deutlich hervortritt. Die mit H , und n gerechneten Helligkeiten weichen mit den in Spalte B-R der Tabelle 5 zusammengestellten Betragen von den beobachteten m, ab.

Elemente von M. P. CANDY, Hailsham, Sussex (IAU-Circ. 1695) T = 1959 Aug. 17.59382 E. T.

n = 159.2326 1950.0 w = 124:6963

2 = 48.2559 4 = 1.150237

I Reduziert man die 6 photometrischen Messungen der Kernhelligkeit nach dem r2d2-Gesetz auf die Einheit der Entfernungen r = I, d = I, so erhalt man nzKerr, = 14m41

Der auf d = I bezogene Durchmesser der Koma schwankte zwischen 2'1 und 315 (91000 bis 152000 km) und betrug im Mittel 3:1 oder 135000 km. Ein Schweif war visuell nicht zu er- kennen.

0.02.

Aug. 28.854 25.897 28.970 29.941

Sept. 1.885 2.845

3.912

6.856 7.823

10.830

13.814

31.876

3.847

5.872

8.851

11.852

18.840 19.815 27.790 30.812

Okt. 1.785

Komet Alcock (1959 f ) Fiinf Tage nach der Auffindung des vorstehenden Objekts entdeckte G. E. D. ALCOCK am Morgen

des 30. Aug. 1959 mit einem 105 x 25-Binokel einen Kometen 6"' am Ort ShgY5 +17"31'., Nach Beob- achtungen von A. PURGATHOFER. Univ.-Sternwarte Wien, (IAU-Circ. 1688), G. VAN BIESBROECK, Yerkes-Obs., und D. P. ELIAS, Sternwarte Athen, (IA4U-Circ. 1689) stieg die Gesamthelligkeit rasch an. Nach den knappen Beschreibungen zeigte die runde, verwaschene Koma eine zentrale Verdichtung und einen kurzen Schweifansatz. Bevor der Komet fur unsere Bergedorfer Instrumente erreichbar wurde, verschwand er bereits 7 Tage nach seiner Entdeckung in den Sonnenstrahlen. Zwischen 1959

I 9'!'46: I , 2 , 3 1.166 0.758 91f53 -Om07 1 410 -13% R , H ed,cw I 9.61 1, 3p 4 1.166 0.758 9.53 + 8 I - - H ed I

9.70 3, 4 1.166 0.758 9.53 + I7 I - - H cd I

9.81 5. 6, 7 1.169 0,750 9.53 + 28 I 4.0 -13.8 R, H k 2

9.22 10. I1 1.178 0.730 9.50 - 1 4.6 -14.0 R, H k .?

9.32 12 , 13 1.182 0.725 9.50 - 18 4.3 14.06 R, H sk 0

9.70 8. 9 1.175 0.736 9.50 + :: 1 4.3 14.08 R k 3

9.02 14, 15 1.185 0.720 9.50 - 48 ~ 4.9 14.06 R, H sk 4

1.223 0.099 9.57 - 1 - - 1 R d, Mt 7

1 - I<, H sk 4 8.91 14, 15 1.185 0.720 9.50 - - 9.55

9.62 24, 25

9.42 30. 31 1.21s 0.700 , 9.56 - 0 . 1 4 1-4.5 "3.5 R, I< sk, M, 0

[ I O . ~ - 1.234 0.698 9.61 - I - - ~ R ' k,M, 7 R , ed, M, 7

d, JI, S

sk 9

18, 19. 2 0 1.194 0.713 9.51 + 5: ~ 4.4 ' 14.08 R, H ed 3 10.04: 21, 2 2 , 23 1.198 0.709 9.51 + 53 3.0 14.02 R k

1.203 0.706 9.52 + 10 5.0 1 14.07 R, I< k 7

9.S7: 26, 27, 29 1.208 0.704 9.54 + 33 ' 4.4 -14.0 R, I< d, MI 5

[ I O . ~ -

[ 9.0 - 1.264 0.704 9.74 - - I [ I O . ~ - I R 1.270 0.707 9.78 - ' 1

c I I . 0 - 1.324 0.754 10.12 - ~ - R ~ sk 9

1.356 0.796 10.34 1 - ' 9

I - [ I I . ~ - 1.347 0.783 10.27 - [ I I . ~ -

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 231

Aug. 31.2 und Sept. 6.2 war eine groDere Reihe von zuverlassigen Positionen gemessen worden, aus t h e n 31. P. CANDY (IAU-Circ. 1698) die nebenstehenden Elemente ableiten konnte.

T = 1959 Sept. 15.88116 E. T.

Q = 225.1081 1g5o.o Q = 3001)6002 1 i = 107.9074 q = 0.165597.

Ilanach war zu erwarten, daD der Komet 1959 Sept. 15 die Helligkeit erreichen wiirde. Um den 27. Sept. sollte er in der Helligkeit 5"' in der Abenddammerung wieder aus den Sonnenstrahlen auf- tauchen und dann mit langsam abnehmender Helligkeit bis weit ins Jahr 1960 hinein unter giinstigsten Ekdingungen sichtbar bleiben. 1959 Sept. 27.7 begann hier in der hellen Dammerung die Suche nach dem Kometen, die rnit groRter Sorgfalt unter Einbeziehung ziemlich grol3er Gebiete an den Abenden 1959 Sept. 30, Okt. I, 4, 5 , 6, g und 11 vergeblich fortgefiihrt wurde. Dieses negative Ergebnis stimmt mit den Feststellungen von Mil3 E. ROEMER [IO] iiberein, der es gleichfalls nicht gelang, den Kometen nach der Konjunktion rnit der Sonne wiederzufinden. L. KRESAK weist in IAU-Circ. 1690 auf eine .hnlichkeit der Bahn rnit derjenigen des Kometen BRUHNS (1853 IV) hin.

Periodischer Komet Schaumasse (1959 h) Der. seit 1911 bekannte und in 8.2 Jahren umlaufende Komet wurde hier schon gelegentlich

seiner letzten Wiederkehr im Jahre 1952 beobachtet [XI]. Diesmal gelang es H. M. JEFFERS und J. GIBSON auf der Lick-Sternwarte, das Objekt 1959 Sept. 30, mithin 6l/, Monate vor dem Erreichen seines Perihels, als einen diffusen, zentral verdichteten Nebel der GroDe Igm4 wiederzu- finden. Im 26 cm-Refraktor konnte der Komet hier erstmalig 1960 Feb. 17 in der Helligkeit IPS beobachtet werden. Urn diese Zeit hatte die groBte Annaherung an die Erde (1959 Dez. 8.5 mit A = 1.180) bereits vor 2 blonaten stattgefunden. Wahrend der 4 Monate, in denen das Objekt in Bergedorf iiberwacht werden konnte, blieb sein Abstand von der Erde fast konstant 1.28 a. E. Die Helligkeits- entwicklung verlief ganz ahnlich wie iin Jahre 1952 in kurzen, unregel- nd3igen Wellen von 7 bis 15 Tagen mit Amplituden bis zu om5. Im Maximum der Helligkeit (10m3) zeigte der Komet eine runde, etwa 315 groDe, etwas exzentrisch verdichtete Koma mit einem sternartigen Kern 13m9. 1960 Apr. 16.8 war auch ein etwa 4' langer, im PIV 87O ausstrahlender Schweifansatz zu erkennen. Bis zum Verschwinden des Objekts in den Son- nenstrahlen wurden zwischen 1960 Jan. 30 und Mai 26 die in TabclleG wiedergegebenen 24 Beobachtungen eewonnen.

m 10.0

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11.0

12.0

13.0

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Abb. 5. P/Iiomet SCHAUMASSE (rgjg h) : oben = beob. Gesamthelligkeiten r i q ; gerissene liurve 7 H,, + 2.5 izlog 7 + j log4; unten = Schwankungen

der auf dcn Ort dcs liometen bezogenen Sonnenfleckenrclativzahlen "

Die Reduktion der Beobachtungen wurde rnit Hilfe der yon M. G. SLWNER in M. K. 113.390 (1953) veroffentlichten Elemente durchgefuhrt.

T = 1960 Apy. 17.434 I\'. Z. (0 = 51.9509 e = 0.7053954

~t = 0:1205016 P = 8.179 Jahre

J2 = S6.2407 1950.0 = 4.0595153 i = 12.0178 q = 1.195952

H , = 7mS3 & 0.17 1% = 10.56 0.68.

1 Eine Ausgleichung der beobachtcten Gesarntlielligkciten liefert die photometrischen Parameter:

(r schwankte zwischen 1.551 und 1.196 a. E.)

1h.r durch diese \\'erte dnrgestellte Hclligkcitsverlauf ist in Abb. 5 eingetragrn.

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0

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27, 2

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9 1.

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1.21

8 1.

216

1.20

9 1.

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1.19

6 1.

196

1.19

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1.21

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218

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6 1.

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1.23

8 1.

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1 1.

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367

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M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 233

Reduziert man die in Spalte ,,Koma" aufgefiihrten Durchmesser auf den Erdabstand d = I, so schwanken diese GroBen recht unregelmaBig zwischen 3:1 und 4I6. 11 Beobachtungen in der Nahe des Perihels ergeben das Mittel 4:1 -j= 0.3. Im Jahre 1952, als der Komet uns im Perihel 41/2mal naher stand, schwankten die auf d = I reduzierten Komadurchmesser zwischen 4:1 und 613 [II]. Der Mittel- wert fur das Perihel 1952 war rnit 5:o f. 0.6 um ~ 2 ~ , ( , groBer als 1960, was iibrigens auch zu einer gro- Beren Normalhelligkeit ( H , = 71139) fuhrte. Die von F R E E h i A N D. MILLER, Ann Arbor Obs. (Mich.), in der Zeitschrift ,,Sky and Telescope" Vol. s I x . 4 7 3 (1960) einander gegenubergestellten Aufnahmen des Kometen von 1952 Feb. 22 und 1960 Apr. 22, die in gleichen Sonnenabstanden nach den Perihelien aufgenommen worden waren, zeigen sehr vie1 groljere Unterschiede in der Ausdehnung der Koma. \.Vieweit hier indessen die raschen Durchmesser-Schwankungen oder auch photographische Effekte im Spiele sind, ist nicht zu entscheiden.

Die nach dem r2d2-Gesetz auf Y = I, d = I reduzierten 10 photometrischen Messungen des Kerns zeigen auf dem Wege des Kometen zum Perihel einen geringen Helligkeitsanstieg von 13m4 (1960 Marz 23) auf 12mg5 (Apr. 17). Die Richtung des im Perihel beobachteten Schweifs fie1 nahezu mit derjenigen des Strahlungsdrucks der Sonne zusammen.

Komet Burnham (1959 k) Der zunachst sehr wenig eindrucksvolle Komet 11"' wurde 1959 Dez. 30.11 von R. BCRX'HAII auf

der Lowell-Sternwarte in Flagstaff, Arizona, am Ort 1~51118 +4"3z' photographisch entdeckt. Bereits die ersten Bahnrechnungen lieBen erkennen, daB das Objekt nach dem Durchlaufen seines Perihels (1960 Mar, 20) in der zweiten Halfte des April der Erde sehr nahe und gleichzeitig in eine fur die Beob- achtung auf der Nordhalbkugel sehr gunstige Stellung kommen wurde. Seine Bahn fuhrte ihn in den ersten Monaten des Jahres in sudwestlicher Richtung auf den Sudhimmel und in die Nahe der Sonne, so daI3 er fur unsere Breiten bereits Mitte Februar 1960 unsichtbar wurde. Vor diesem Verschwinden konnte er in Bergedorf wegen des fast standig bedeckten Himmels nur an 2 Abenden beobachtet werden. Ende Januar 1960 zeigte er in der Helligkeit 10m2 eine 4:6 groBe, runde und zentral verdichtete Koma mit einem sternartigen Kern 13mg und einem etwa 7' langen Schweif. Wahrend der fur unsere Kreiten etwa 2 Monate dauernden Unerreichbarkeit des Kometen wurden auf der Sudhalbkugel unserer Erde nur vereinzelte, zumeist durch die Dammerung gestorte Helligkeitsbeobachtungen erhalten, die aber deutlich zeigen, daB die ini Marz erwartete Helligkeit 3"' nicht erreicht wurde. Nachdem der Komet Anfang April wieder eine nach N gerichtete Bewegung angenommen hatte, konnte er in der Morgendammerung des 17. April erstmalig als ein etwa 10' grotier Nebelball 5" in Bergedorf wieder- pesehcn werden. Er stieg urn diese Zeit so rasch in hohere nordliche Deklinationen, daB er bereits eine \Voche spater zirkumpolar wurde und bis zu seinem Verblassen in der Mitternachtsdammerung Ende Mai gut zu beobachten war. Die 1960 Jan. 30-Feb. 7 und Apr. 17-Mai 26 hier erhaltenen 29 Beob- achtungen sind in Tabelle 7 zusammengestellt. Zur uberbruckung der leider ins Perihel fallenden Beobachtungslucke sind die zwischen 1960 Marz 16 und Apr. 8 auf der Sudhalbkugel angestellten Helligkeitsschatzungen von JONES in Timaru und THOMSEN in Wellington (Neuseeland) herangezogen und gleichfalls in Tabelle 7 aufgenommen (IAU-Circ. 1722). Von 1960 Apr. 24 bis Mai 4 \var der Komet gut rnit bloI3en Augen zu sehen.

Elemente von R . C. MARSDEN, Yale Obs. (IAU-Circ. 1715) T = 1960 Marz 20.9945 E. T.

1 Q 306:6692 Q = 251.9620 I950 i = 159.6006 4 = 0.504192

Gleicht man die 29 in Bergedorf beobachteten Gesanithelligkeiten allein fur sich aus, so erhalt man die photometrischen Parameter H , = 71160 f 0.12 und n = 5.46 f 0.72. Die rnit diesen Werten gerechnete Lichtkurve ist in Abb. 6 oben angedeutet. Danach muBten zwei nahezu gleichhelle Maxima 1960 Marz 23 (3mo2) und April 26 (3m96) rnit einem dazwischenliegenden sekundaren Minimum April I3 (41163) stat tgefunden haben, was j edoch in krassem Widerspruch zu den Neuseelander Beobachtungen steht. Die dort geschatzten Helligkeiten liegen etwa 1-2 GroBenklassen unter den berechneten Werten. Selbst unter Beriicksichtigung erheblicher systematischer Differenzen - die von THOMSEN geschatzte Helligkeit liegt om8 uber den sicherlich zu niedrigen GroBenangaben von JONES - muti als erwiesen angenommen werden, daI3 der Komet im Perihel und kurz danach wesentlich schwacher gewesen ist. Schlieljt man die 8 Neuseelander Beobachtungen in die Ausgleichung ein, indem man die THoMsENsChe Helligkeit unverandert ubernimmt und die Werte \Ton JONES mit der etwas willkurlichen Korrektion -om6 in das gleiche photometrische System bringt, so ergeben die insgesamt verfugbaren 37 Gesamt- helligkeiten die Parameter H,, = 71178 f 0.10

n = 3.80 0.32 ,

234

g'"0

9.82

5.78 5.33 4.68 5.21 4.22 5.32 6.07 4.42

10.14 8.81

4.71

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1

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I 28 I 2 9

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BCZ. BD-Nr. BD-h'r. bzw. Ort 1855.0

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+73" 857 +78 j27 +82 498 +7G 527 +78 478 +78 412 +j? 1626 + i G 1544 +50 18oj +43 2083 4-39 2417 +3G 2141 +37 2143

4 ?5 6 4.29 4.41 4.28 4.94 5.07 4.91 5.37 5.94 6.03 9.11 9 . 2 1

9.78 10.6.5 12.03 10.68

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Strd. - 73O - 216 241 242 - - - 254 25.5 - - - 271 271 271 271 236 235 234 I 66 150 150 I49 142 142 737 '37 I37 I33 126

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0,317 0.321 0.3?5 0.351 0.444 0.478 0.582 0.651 0.761 I ,084 1.117

- 192;

bcr. - 1?'3 j 8.94 5.80 5.44 5.45 5.46 5.47 5.48 5.48 5.47 5.11 5.01 4.69 4.26 4.26 4.24 4.20 4.43 4.43 4.44 4.32 j . 1 1

5.12 5.14 5.3E 5.32 5.65 5.67 5.71 5.92 6.G2 6.84 7.47 7 . 8 ~ 8.31 9.52 9.62

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7 , I C

7 7

7. 9 7 . 1 1 7 , 1 2

7. I3 7

7 s I 4 15 16 '7 18 I 9 2 0 2

2 1 2 2 7 9 _ -

- Roma

4 3 4.2 - - - - - - - -

-9 9.0 - - I5

I8 I 8

-

- - 17

18.3 20:26

16 '7 17

2 0

- -

'3

'3 I 2

7.1: 5.0 : 5.6: 4.6: 3.9:

I ~ G O \Veltzeit

Vergl. - Sterne B-R

Schweif

P \ V ,an- ge

7'

- m - I 0 - - - - I 0 - n 0 n I:3 1.4 1.3 0.6 2 2 2 I 1.2 1.7 1.5 1.6 1.9 2 . 1

2 .o 2 . 2

1.7 0.8 0.8 A (3 0. I

A Cl

Jan. 30.748 Feb. 7.757 Marz 16.7

28.7 29.7 31.7

Apr. 1.7 4.7 7.7 8.7

17.111 I 8 . I I I 21.104

24.935 25.061 25,917 28.948 28.990 29.02 j

Mai 1.931 1.983

24.892

30.870

2.047 2.892 2.941 3.976 4,015 4.080 4.934 7.91 5 8.903

11.913 13.882 I 6.980 25.957 26.938

+0'?82

+ 24 + 2 0

+ 56 + 2 5 + 4 + 23 + 52 - I8

7

- 25 + 9 + 8

+ 8 + 24

+ 3

- 36 - 58 - 5 2

- 49 - 7' - 74 - 89 - 78 - 90 - 73 - 68 - Go +o.61 +1.31 +1.13

+o.g1

- -

0

-

0

f I . 0 2

I . 2

3 .4 - - - - - - - -

5 , 6.7 7s 8 9

10-1 2

10, 13 10.13 14. '5 16-19 16-19 16-19

2 1 . 2 2 20-23 20-23 20-23 20-23

23 23 23

23#24 25 25 26 27

28.29 3 0 , 31. 32 30. 31, 32

20

R R

Beob. von JONES und THOMSEN, Neuseeland IdU-Circ. 1722

I< I<, H. F F R, F, .1. R, F. A R. F, A R. F, A R, F, .4 F, A R, F. ..2 R, H , A R. H, .4 R, H. A R. F. A R. H. A R, H, A R. H R. F

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

R, H , 11

sk, M , , D

d , sw sk sk sk ed. siv k, sw k, sw k, sw sd, M,

sk, M,

k , -Mi k, k k, sw, M, k. MI d , M, d , 51, d , D sd, M2 k, M, d, w. hI3 d, M, d, sw d. sw k k, N-

Anm. : I . rundc Koma niit zcntraler Verdichtung, sternartigem Kern und einem Schweif-Facher zwischen den P W 51" und 7.1" (Hauptstrahl 7' im PM' 64') - 2 . Kern und Schweif mn mondhcllen Himmel nicht zu erkennen -- 3. Beob. von JONES in Timaru (Neuseeland) ; die Helligkeit ist u m Icorrigicrt - 4. Bcob. von THOMSEN in \Vel- lington (Neuseeland) -5. I<omet steht ticf an dem durch die Morgendammcrung und Mondschcin aufgehellten Osthimmel : Schweif und Kern sind in1 10 cm-Kometensucher nicht zu erkennen - 6. Bcob. in \Volkenliicken - 7. gut mit bloUetn Auge siclitbar - 8. der innere, helle Teil der Iioma ist etwas elliptisch, wobei die groOe Achse im PW j " verlauft; ixn PW 263" liegt ein schmales. gerades Schweifband von 2-3' Breite und ungleichmai0iger Helligkeit, in dem ein bewegter Lichtknoten hervortritt; im P\V 355" ist eine in der Nahe dcs Kopfes recht helle, 17' lange, diffuse Ausstrahlung VOI--

M. BEYER : Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 235

handen - 9. Beob. durch Dunst und Wolken gestort; eine 30 A h . belichtete Kleinbildaufnahme von Herrn G. HEYLY.4NN. Hamburg, zeigt Apr. 26.1 I einen ~:=j langen Schweif im P\\' 271'- 10. die etwas exzentrisch im YE der Koma gelagerte Verdichtung erscheint granuliert und zcigt einen sternartigen Kern 12Tg; der Schweif ist sehr gerade, mat t und schmal- 1 1 . facherformiger Schweif mit 102 langem Hauptstrahl im PW 148' und 25' Nebenstrahl im PW 1 2 5 O - 11. Schweif- iacher zwischen PW 107' und 180" mit 1:7 Hauptstrahl im P\V 149' und Nebenstrahlen im PW I Z I O (102 lang), PW 140" und 166' (je 0:s lang) - 13. die zo'x 26' groBe Koma zeigt eine elliptische Verdichtung 4:0x4:6 (gr. Achse im P\V 7 3 " ) ; Schweiffacher znischen P\V 1 0 7 ~ und 178' mit Hauptstrahl im PW 147' (1:5 lang) und Xebenstrahl im PW 1 2 4 ~ - 14. Nebenstrahlen des Schweifs im PW gzG und 165O - 15. Nebenstrahl I'j im PW 116'; hclle diffuse Ausstrahlung 0:8 im P\V 42' - 16. Nebenstrahl I' im PW 113" - 17. am Kopf sehr helle, diffuse Ausstrahlungo~~ im P\V 44'- 18. Neben- strahlen des Schweifs: 102 im PW 117O, I:O im P\V 167" und orj im P\V 81' - 19. sehr mondhell - 20. Helligkeits- beob. unsicher; Nebenstrahlen dcs Schweifs in den P\V 64' (kurz und hcll) und IZJO - 21. schr matte Ausstrahlung - 2 2 . maBig verdichtete Iioma ohne Schweif und Kern ; Mittcrnachtsdammerung stort.

die den Helligkeitsverlauf in Gestalt

wiedergeben. Die Abweichungen der Beobachtungen von der Rechnung (Kurve B-R in Abb. 6) lassen deut- lich die sehr erheblichen Helligkeits-

nen. Ihre einseitige Lage am Anfang

abnorme Schwachung der Leucht- fahigkeit in Sonnenabstanden von 7 > 1.1 a. E. hin, die sich rechnerisch nur darstellen laBt, wenn man die Helligkeitsentwicklung abschnitts- -1.0 weise behandelt. Die stark abwei- B - R chenden Ergebnisse anderer Be- 0

obachter sind zweifellos darauf zu- riickzufuhren. Jedenfalls diirften die zuletzt gegebenen Parameter die 200 Helligkeitsentwicklung im Perihel R (zwischen r = 1.1 und 0.50) hin- 100 reichend sicher darstellen.

m G.0

5 0

6 0

schwankungen des Kometen erken- 7 0

und Ende der Kurve weist auf eine 8.0

9 . 0

10.0

m

der gestrichelten Kurve der Abb. 6

mt

+ l , o

0 1 1 1 21 I 1 1 21 1 1 1 21 1 11 21 Nach AbschluB dieser Unter-

trische Messungen von W. M . SIN- "ON [I2] veroffentlicht worden* die sich in der bereitsgeschilderten Weise (vgl. Komet BURNHAM, 195s a) auf verschieden g r o ~ e , konzentrische Gebiete der beziehen und der auf den Ort des Kometen bezogenen Sonnenfleckenrclativzahlen

suchungen sind kurzlich lichtelek- 1960 F e b r M d r Z Apri l Mdi

Abb. 6 . Iiomet BURNHAM (1959 k): . = Beob. v. BEYER. Bergedorf; o = Bcob. v. JONES 11. THOMSEN, Neuseeland; + = extrapolierte licht- elektrischc .\lcssungen V. SINTON, Flagstaff; oben : - = beob. Gesamt- helligkeitcti n i t ; - . -. - = 7 " ? 6 0 + 2 . 5 . 5 . 4 6 1 o g r t 5 l o g _ 1 ; - - - - - - = 7m78 + 2.5 . 3.80 log Y + 5 log A ; Mitte = Abweichungen der beob. Helligkeiten von den gerechneten Werten (B-R) ; unten = Schwankungen

den Verlauf des Helligkeitsabfalls vom Kern zum Rande wiedergeben. Diese Messungen erfassen zumeist nur die inneren Areale des Kopfes. Mit ihrer Hilfe 1aBt sich jedoch unter Berucksichtigung des jeweiligen Koma-Durchmessers die Gesamthelligkeit des Kometenkopfes innerhalb einer Genauigkeit von etwa &om2 estrapolieren. Eine graphische Estrapolation der von SINTON mitgeteilten Messungen im photo-visuellcn Bercich ergibt die folgenden Helligkeiten, die in Abb. 6 nachtraglich als Kreuze eingetragen lvurden. Es ist bemerkenswert, daB diese Werte sich der gerechneten Kurve enger anschlieaen als die visuell ge- schatzten Helligkeiten.

Estrapolierte Gesamthelligkeiten nach lichtelektr. Messungen von W. M. SINTON

1960 W. Z. Gr. 1960 I\'. Z. Gr. 1960 W . Z . Gr. 1960 W. 2. Gr. Jan. 20.22 I O ~ O Jan. 30.19 9Y50 Apr. 19.50 4m7 Apr. 30.21 5y1

21.20 9.s Feb. 18.1s s.2 21.50 4.75 Mai 7.33 6.8 2s.20 9.65 Apr. 17.50 5.05 29.31 5.0 10.27 7.5

18.25 9.4 Die in Tabclle 7 aufgefuhrten Daten ubcr die Lange und Richtung des Schweifs sind iri den

-1nmerkungen erganzt. Wahrend er photographisch sehr stark hervortrat, blieb er visuell recht mat t . Aber auch im Refraktor war die fur gewisse Gasschweife typische Struktur zu erkennen. Ein schmales Bundel von Strahlen verlieD facherfonnig und geradlinig den in der Verdichtung des kugelformigen Kopfes stehenden Kern. Dabei folgten die Iangstcn und hellsten Strahlen fast stets der Kichtung des

236

beob. Abstand des gerechneter ~~

rgGo Weltzeit Iinotens vorn Kern Abstand R k m R km

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1

Geschw. V

I I I I 1 I I I

t + 40°30'

+ c o o 0'

+ 39'30'

21h3Lm 32 30 28

.\I)b. 7. Iiornet B U R x H A h r (Ig.jg k) : Bewegung einer Verdichtung in dcm hellsten Schwcifstrahl; 1960 Apr. q d ~ z h 3 m - 2 jd1h26m (\Veltz.)

Strahlungsdrucks der Sonne. In einzelnen Nachten (Apr. 25.0 und Mai 4 . 0 ) traten daneben kurze, diffuse Ausstrahlungen auf, die am Kopf recht hell leuchteten, im iibrigen aber stark in Richtung des vom Kometen zuletzt zuriickgelegten Weges abgelenkt waren.

In der Nacht 1960 Apr. 24/25 wurden die Gestalt und Richtung des aus zarten Bandern bestehen- den Schweifs im wesentlichen durch ein schmales, im Positionswinkel 263" liegendes Band bestimmt, das etwa 1% weit zu verfolgen war, sich kaum verbreiterte und eine etwas flockige Struktur aufwies. In diesem schmalen Strahl trat ~ 2 ~ 2 4 ~ (Weltz.) ein auffallend heller, langlicher Knoten (oval 2 :4') hervor, der 21 Minuten vorher nicht bemerkt wurde. Wahrend der folgenden 3 Stunden murden die Positionen des Kometenkerns und des Schwerpunkts des diffusen Knotens in kurzeren Abstanden auf der Kopie einer photographischen Sternkarte vermerkt. Abb. 7 la& deutlich die stark beschleunigte Bewegung des Knotens auf dem Schweifstrahl erkennen, zeigt aber gleichzeitig, dal3 diese Bewegung erst kurz vor der ersten Wahrnehmung der Verdichtung in etwa 26' Abstand vom Kometenkern ihren Anfang genommen haben kann.

Die beobachteten Abstande des Lichtknotens vom Kometenkern (Tab. 8) werden durch den Ausdruck :

Abstand in km =.261485 + 2.496 t + 0.002189 t 2 (to = 1960 Apr. 24dz2h24m WZ, t in Sekunden) mit den unter B-R gegebenen Abweichungen dargestellt.

v = 2.496 km/sec -J= 0.68 , b = 4.378 m/sec-2 f 0.21 . Die Geschwindigkeit v = o hatte danach Apr. zqdzzh~4:5 in 260773 km = 2613 Abstand vom Kern stattgefunden. Vermutlich ist der Knoten erst zu diesem Zeitpunkt entstanden. 11 Minuten vorher wurde er hier noch nicht bemerkt, und es ist wenig wahrscheinlich, daB er iibersehen worden ist.

26:4 26rjoo 28.4 280700

31.1 306600 3 2 . j 320100

46 .0 450800

2 9 . j 291400

36.0 353800

56.0 547400

2614 261500 28.4 280900 29.3 289600

32.3 318400

56.2 549800

31.8 313100

35.7 350200 1 45.8 448900

010 0.0

+0.2 -0.7 +0.2 +0.3 +0.2 -0.2

2 . j km/sec 13.3 15.9 21.4 22.5

40.6 ~ 50.3

, 28.0

M. BEYER: Physisclic Beobachtungen von Iiometen. XI1 237

\Venn die beobachtete Bewegung nicht so streng den Gesetzen der Mechanik folgen wiirde, konnte man an optische Effekte denken. Jedenfalls handelt es sich um eine sehr ratselhafte Erscheinung, die sich schwer deuten laI3t.

Die auf den Abstand A = I reduzierten Durchmesser der Koma zeigen deutlich eine Korrelation mit dem Sonnenabstand. Sie blieben in Abstanden unter Y = I stets kleiner als 4', stiegen jedoch in Abstainden r > 1.2 auf 6' und daruber an. Besonders gut ist das Anwachsen in der Zeit 1960 Apr. 23 (Y = 0.9) bis Mai 9 (Y = 1.2) von 313 auf 5:9 ausgepragt. Die spateren Beobachtungen im Mai sind leider durch den Mond, Dunst und die beginnende Mitternachtsdammerung gestort . Innerhalb der hellen Verdichtung war der relativ schwache, sternartige Kern photometrisch schwer zu messen. Neben einer groI3eren Zahl von sehr rohen Helligkeitsschatzungen liegen nur 3 photometrische Messungcn vor, die um mehr als 2m voneinander abweichen.

Periodischer Komet Encke (1960 i) Der seit 1786 bekannte und in rund 3.3 Jahren umlaufende Komet wurde bei seiner letzten,

53. Wiederkehr von Miss E. ROEMER am U. S. Naval Obs. in Flagstaff, Arizona, 1960 Aug. 17.3, mithin fast ein halbes Jahr vor dem Durchlaufen seines Perihels, als ein diffuses Sternchen I$"!' in der Nahe des von S. G. MAKOVER vorausberechneten Orts wiedergefunden. In Bergedorf konnte das Objekt seit 1937 zum viertenmal'auf seinem Wege zum Perihel photometrisch uberwacht werden. Infolge des schr ungunstigen Wetters verzogerte sich diesmal der Beginn der Beobachtung bis 1961 Jan. 3, als der Komet sich der Sonne bereits auf 0.84 a. E. genahert und die Helligkeit 9?3 erreicht hatte. Auf seinem weiteren Wege zum Perihel (1961 Feb. 5 ) , auf dem gleichzeitig die Entfernung von der Erde abnahrn, stieg seine Helligkeit innerhalb von 14 Tagen um 2 GroBenklassen auf 7T1 an, so daB er mit Feldstechern gut zu sehen war. Vor dem Verschwinden in den Sonnenstrahlen zeigte der Komet die schon friiher in ahnlichen Stellungen beobachtete facherformige Koma, deren Offnung vom Kern aus in einem stumpfen Winkel von 115-145° zur Sonne gerichtet ist, und einen etwa 25' langen, schlanken Schweif, der den Kern in entgegengesetzter Richtung verlaBt und dem Strahlungsdruck der Sonne folgt. Zwi- schen 1961 Jan. 3 und 25 wurden in 9 Nachten die in Tabelle 9 zusammengestellten Beobachtungen erhalten.

Elemente von S. G. MAKOVER (Handb. Brit. Astr. Ass. 1960) Epoche: 1960 Dez. 12.0 W. Z. T = 1961 Feb. 5.583 W. Z.

e = 0.8470563

n = 0:29865525 P = 3.300 Jahre

SZ = 334.72145 1950.0 a = 2.2166100 1 to = 185722706

i = 12.35967 = 0.3390165

photometrischen Parameter Die aus den beobachteten Gesamthelligkeiten mit Hilfe der nebenstehenden Elemente abgeleiteten

H , = 1om19 f 0.15 n = 3-52 f 0.28 (Y nahm von 0.837 auf 0.545 ab)

m 7.0

mt

8.0

9.0

100

R

0

' / K o m e i Enckc I 1 - - 0 Perrh e l i

t Perihel Komet Candy

I- -1 -

1 1 1 2.1 1 11 21 1961 Jan. Febr.

.\bb. 8. P/Iiomet ENCKE (1900 i) : beob. Gesarnthelligkeiten (Punkte) und ihre Darstellung durch WZlber.= 10rfl19 + -t 2.5 . 3. jz log I + 5 log A (gerissene ICurve) : IComet CANDY (1900 n) : beob. Gesamthelligkeitcn (Iireise) und ihrc Dnrstellung durch ?rztber. = 0rflj3 + 2.5 . S.95 log Y + 5 log -1 (ger. I<urve); untcn: die auf beide Korneten bczogenen

Sonnenfleckcnrclativzahlen.

238

1 - ~

' 7F34 7.51 6.87 6.41 7.32 6.67

M. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1

' I

0.837

0.695 0.694

0.802

oh76 0.639

0.582 0.565 0.564 0.564 0.546

0.583

0.545

Tabe l l e g

Vergleichsterne

A

0.805

0.745 0.745 0.736 0.776

0.687 0.675 0.675 0.675 0.662

0.791

0.687

0.662 - -

Bez. I

9%4 8.84 8.16 8.16 8.03 7.76 7.31 7.30 7.16 7.16

6.98 6.98

7.16

-

BD-Nr.

+o'!'z~ 4:1 + 9 -5 - 8 3.9 - 15 - - 12 3.6 - 28 -5 - 8 4.0 - 5 - + 15:: - + 8 4.0 - 7 - + 12 - +0.16 4.1 - -

BD-Nr. I phm. Gr .

+2"4493 + 2 4488 +2 4487 +o 4837 --o 4322 +o 4838

8%7 9.29 9.74 7.81 7.86 8.17

7 8 9 10 I 1 I 2

--0"4307 --0 4303 - 4304 -3 5329 -3 5331 -3 5316

Beobac htungen

1961 Weltzeit

Jan. 3.722

11.726 11.749

5.736

12.731 14.722 17.718 17.740 18.721 18.735

19.7'7 19.778 25.717

18.740

mt beob - gF2G 8.93 8.08 8.01 7.91

7-23 7.25

7-24 7-09 7.10 7.14

7.48

7.31 :

-

Verg1.- sterne ber. m' 1 B-R IIKoo Instr. 1 Bern. /An

R , H k,sw H Ik R,H sk, D 1. R,H sk I. R,H ed,D 1, R,H ed, h 1, R,H ed,h 1. R,H d,h , D I , R , H d, sh, D I, R,H sk.&,D 5

Anm.: I . gut verdichteter, facherformigcr Nebel ; Zodiakallicht stort - 2 . fliichtige Beob. n Wolkenliicke - 3. Verdichtung mit Kern stark exzentrisch iin PW 10' verlagert - 4. tiefer Stand; Dammerung und Zodiakal- licht storen - 5. trotz bester Sicht am dammerungshellen Westhorizont nicht mehr zu erkennen.

stellen die Beobachtungen mit den recht geringen Abweichungen B-R dar. Bemerkenswert sind die nicht unbetrachtlichen Unterschiede in den Ergebnissen der verschiedenen Jahre. So liegen die erhal- tenen Normalhelligkeiten H , zwischen 9?83 und I O ? I ~ , die Werte fur den Exponenten n zwischen 2.73 und 6.32, wobei zu beriicksichtigen ist, daB die einzelnen Ergebnisse fur recht verschiedene Abschnitte der Kometenbahn bestimnit worden sind. Die bisher erhaltenen Werte fur n sind urn so kleiner, je naher der Abschnitt zum Perihel liegt. Da die Beobachtungen in der Nahe des Perihels stets durch die Dammerung gestort werden und die Gesamthelligkciten d a m vielleicht systematisch zu niedrig ge- schatzt werden, konnte der Effekt vorgetauscht sein. Andererseits darf nicht iibersehen werden, daB den Werten H , und n keine physikalische Deutung innewohnt. SchlieBlich konnte auch die wechselnde mittlere Sonnenaktivitat von EinfluB gewesen sein.

Als Durchmesser der facherformigen Koma wurde stets die groCte erkennbarc Ausdehnung ill

Richtung der Winkelhalbierenden des Fachers gemessen. Danach nalimen die auf d = I reduzierten Durchmesser von etwa 318 fur r = 0.84 auf 217 fur r = 0.5j ab .

\Vie in friiheren Jahren, so ergaben auch diesmal die photometrischen Messungen des Kerns sehr groBe Unterschiede. Rechnet man sie nach r2 d2 auf die Einheit der Entfernungen r = I, A = I urn, so ergeben sich Kernhelligkeiten zwischen 13% und [I4?g, die in Ubereinstimmung mit den fruher gemessenen Werten (11?75 - N 15T1) zeigen, daB es sich hier nicht um ein festes, stabiles Gebilde, sondern um eine mehr oder weniger starke Verdichtung der vom unsichtbaren Kern ausgestoBenen Materie handelt.

Der Schweif wurde auch 1961 erst in groBercr Sonnennahe 7 < 0.6 sichtbar und war in der Dammerung recht mat t . Nach seiner Gestalt und Lage gehort er zu den CO+-Scliweifen, die visuell stets weniger eindrucksvoll sind.

Komet Malsch (1960 1) Nach cinem Telegramm der Astron. Zentralstelle in Kopenhagen von 1960 Okt. 15 zeigte \V.

MALSCH in Karlsruhe die Entdeckung eincs Kometen S. GroBe an, der 1960 Okt. 13.58 am Ort 2hg?g +5'42' und Okt. 14.91 am Ort 2"?7 +G"z' gestanden haben soll. Trotz eifrigstcn Suchcns gelang es

If. BEYER: Physische Beobachtungen von Kometen. XI1 239

Bcz. RD-Kr. p2r' ~ Bez.

keiner Sternwarte, das Objekt in der Nahe und weiteren Umgebung des estrapolierten Ortes auf- zufindcn. Auch photographische Platten, die Sterne bis zur 16. GroOenklasse erkennen lasscn, zeigen keine Spur des Kometen. Nach IAU-Circ. 1741 meldete M. J. HENDRIE (Brit. Astr. Ass.) die Wieder- :tuffindung in der Helligkeit 9" am Ort +13" 54'. Aber auch photographische Aufnahmen dieses Feldes von H. L. GICLAS, Flagstaff, Arizona (IAU-Circ. 1744) und K. WENSKE, Hamburg (briefl. Mitt.), sowie visuelle Nachforschungen am 26 cm-Refraktor, die bis Nov. 11.8 fortgesetzt wurden, liel3en kein bewegtes Objekt heller als 12?5 in der Nahe des estrapolierten Ortes erkennen. Die Existenz des Kometen bleibt daher hochst zweifelhaft.

BD-Nr.

Komet Candy (1960 n) 1960 Dez. 26.S7 eiitdeckte M. P. CANDY, Royal Greenwich Observatory, Herstmonceux Castle

(England) einen Kometen Sm am Ort 2Oh35Y3 $76" 2s'. Das Objekt bewegte sich ziemlich rasch nach S und verschwand um den 20. Feb. 1961 in den Sonnenstrahlen. Wahrend der Beobachtung wuchs der ilbstand des Kometen von der Erde schnell von 0.87 auf 1.S4 an. Da er sich jedoch anfangs der Sonne naherte, anderte sich seine Helligkeit im Januar 1961 nur wenig. 1961 Jan. 18.8 zeigte das Objekt i n der Gesamthelligkeit 7y6 eine 6' groBe, runde, etwas eszentrisch verdichtete Koma mit einem stern- artigen Kern 12y8 und einem 18' langen, sehr schlanken Schweif. Die zwischen 1961 Jan. 11 und

0.869 0.870 0.890 0.940 1.017 1.044 1.045 1.070 1.181 1.206 1.207 1.233 1.260 1.287 1.369 1,397 1.525 1.7j8 1.779 I . S O 0 1.842

1961 \!'el tzai t

?It; ber.

rn 7.66 7.66 7.66 7.67 7.69 7.69 7.69 7.71 7.76 7.7s 7.75 7.79 7.81 7.84 7.89

8 . O j

8.45 8.51 8.61

[an. 1 1 . 7 6 1 1 1 . S 5 1

12.731 '4.733 17.756 18,:SS 18.84" 19.747 23.S64 .+;Go 2 J . X I 9 r.j.740 26.7.j j 27.729 30.771

:eb. 5.753 1.5.754 16. j 60 I 7. j 6 7 '9.757

31533

111

1 2 . j j -

-1 3 -

1 2 . 7 1

12.74

12.39 -

- -

1 2 . 0 5 : :

I 2 . j I 1 2 . j 2

-12.5 [12.0 -

-12.0 -

- 1 2 . 0 11.86

EI I .5

911:

x?ob. - I l l

7.70 7.75 '7.70: 7.73 7.73 7.0' 7.59 7.64

j .b4

7.60 7 . 7'1

7.86 8.09

8.1 j S . i : : 8 4 3

8. 70

7.70:

j . j l

- - 1.3

8.61

1;1

GI

I 2

-

7'

I 8 15 2 0 - - - I 2 I 2

1.j 6 - I 0 - I 0 6' 0

Vcrgl.- Sterne --

Y

- 1.159 1.1.59 1 . 1 53 1.140 1.123 1.117 1.117 1.112

1.094 I .09 I I ,090 1.087 I ,084 1.081 1.073 1.070 I .064 I .o 70 1.072 1.075 1.080

+23"4710 -23 4720 + Z I 4916 + I 9 5091 + Z O 5336 "'7 493' + I8 .j14I + I 5 4837 + I j 4850

Beobachtungen

B-R

- in

+ o . q + 9 + 4 + 6 -t 4 - 7

- 7 6

- 14 - 7 - 19 - 5 t 2 4- 20

-1- I 2

10 -

-

- 3

-1- 10

f 9

licrnhcll. L P ~ x

ED-Nr.

+I504841 + I I 5 0 2 2

+ I I 5025 + 7 5073 -1 7 5071 + 7 5072 + 7 5070 + 6 5194 + 5 5219

Scliweif

P\V

phni Gr. -

8?'4 3 7.55 8.71 8.24 8.37 5.18 8.66 8 . I j 9.26

- PI\' Bew. -1% - 321' - - 320 3'9 3'9 3 '9 318 - - .-

3'7 317 317 3'6

315

312 312

-

-

-

B a n .

k d k, s w k sk cd k d k, >I2 k, w, >Iz k, lv, Mz sk , M2 sk, >I2 sd, M2 k, sw, 11 d , sw, >I sd tl, h , ss\v k, h k, h d, h , 31,

Anni. : I . runde, nach aul3cn schlccht bcgrenztc Iioma, die einc nacli N N E (PW 10') verlagcrtc Verdichtung mit sternartigcm Kern aufxvcist - 2 . Beob. durch die Nahe des Sterns BD f34'4S47 ((J1!'j) und \Volken gestort - - 3. Schweif- beob. nach photograph. -4ufnahnie von l i . WENSRE - 4 . ein geracler, sclimaler und faseriger Schwcif tr i t t dcutlich hcrvor - j. die Intensitat dcs mitgcsch5tzten Sterns Xr. Y (9F96) wurde abgczogen - 6. unsichcrc h o b . bei niedrigcni Stand a m inondhellen Himmel- 7. trotz Mondlichts gut ZU beob.: schr matte Schweifstrahlen zwischen P\V -(j" und jo'; scit\i-lrts davon cin 12' langer heller Strahl im P\V 29' (nach photogr. ;\ufnahme von li. \VENSKE im P \ V 27') - Y. trotz \-ollmonds im 26 cm-Rohr auffallig ; Schweifhenb. schwierig - 9. a m schr dunstigcn \'ollmontlhimmel nicht zu crkcnnen - 10. Gestalt unvcrindcrt; Helligkcit \vegan \\'olkensclilcicrs nicht 211 schStzcn - I r . Ueob. n'cgcn nicdrigcn Standcs untl LCinimcrung schwicrig.

240 M. BEYER: Physische Beobachtungcn von Kometen. XI1

Feb. 19 erhaltenen 21 Beobachtungen sind in Tabelle 10 wiedergegeben. Zu ihrer Bearbeitung dienten die nebenstehenden, von M. P. CANDY in IAU-Circ. 1751 mitgeteilten Elemente.

T = 1961 Feb. 8.j8392 E. T. 0 = 13c25737 Q = 176.56728 1950.0 i = 150.92767 q = 1.0640394

1 Eine strenge Ausgleichung der beobachteten Gesamthelligkeiten ergibt die photometrischen Parameter

H , = 6?53 f 0.09 n = 8.95 f 0.80.

Die mit diesen Werten berechneten Helligkeiten WZtber. stimmen recht gut mit den Beobachtungen iiberein. Da der Komet in der Nahe des Sonnenabstands r = I iiberwacht wurde, durfte die abgeleitete Normalhelligkeit H, = 6 3 3 recht zuverlassig sein. Um so unsicherer ist der Wert fur den Exponenten 12,

der auf den geringen Schwankungen des Sonnenabstandes zwischen r = 1.16 und 1.08 beruht und trotz des geringen mittleren Fehlers vermutlich um einige Einheiten zu hoch liegt.

Nach der Rechnung durfte die visuelle Gesamthelligkeit des Kometen Anfang Dezember 19Go etwa IITO betragen haben. Sie stieg dann sehr rasch an, iiberschritt im Zeitpunkt der Entdeckung 1960 Dez. 27 die 8. GroBe und erreichte 1961 Jan. 9, etwa einen Monat vor dem Perihel, ein sehr lang- gestrecktes, flaches Maximum 7'!'65.

Der auf den Erdabstand d = I reduzierte Durchmesser der Koma betrug in mondlosen, klaren Nachten im Mittel 6.3 = 274000 km. E r durfte sich wahrend der Beobachtungsepoche kaum geandert haben.

Sehr beinerkenswert ist der starke Anstieg der Kernhelligkeit, der sich iiber das Perihel hinaus foctsetzte. Die nach dem r2d2-Gesetz auf die Einheit der Entfernungen r = I, A = I reduzierten photometrischen Helligkeiten steigen zwischen 1961 Jan. 11 und Feb. 17 stetig von 12% auf 1oT4 an. Damit diirfte erwiesen sein, dal3 auch in diesem Falle nicht der eigentliche Kern, sondern ein um den Kern gelagertes, stark verdichtetes Aktivitatszentrum gemessen wurde, das aber im Photometer mit 15ofacher VergroBerung noch vollig sternformig erschien.

Die einzelnen, schmalen Strahnen des Schweifes hatten ihren Ursprung im Kern. Sie folgten nahezu dem Strahlungsdruck der Sonne und waren zumeist nur wenig in Richtung des vom Kometen zuletzt zuruckgelegten Bahnstiicks abgelenkt. Eine von Herrn Dr. K. WENSKE, Hamburg-Rahlstedt, liebenswiirdigerweise zur Verfiigung gestellte Schmidtspiegelaufnahme des Kometen von 1961 Jan. 25.8 zeigt neben einem 7' langen, schmalen Schweiffacher im PW j z o einen 12' langen, helleren Strahl im PW 27O, in dem g' vom Kern entfernt eine Verdichtung erkennbar ist. Dieser stark abgelenkte Strahl t ra t auch visuell besonders deutlich hervor.

Literatur hf. BEYER, Physische Beobachtungcn von ICometen. I : Astron. Nachr. 250.233 (1933). 11: 262.217 (1937).

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VII: 278.217 (Igjo) .

(1933).

Herausgeber und \-erantaortlich fur den Inhalt: Prof. Dr. J. tVempe . .~jtrophvjilialisches Observatorium Potsdam, Fernsprecher: Potsdam 60So. t-erlag: Akadrmie-Verlag GrnbH.. Berlin W 8, Leipziger StraOe 3-4 (Fernruf ~ 2 0 4 4 1 ) . Telex.-Nr. 01x773. Postscheckkonto: Berlin g j o z x . Bestellnummer diews Heftes: xwj/286/5. Die Zeitxhrift ,,;\stronormsche Sachrichten" errheint zuanglos (iiicht mehr alr 2 Bande mit je 6 Heften im Jahr). Betugspreis je Heft DY ;.- zuzuglich Bestellgeld. Gesarntherstellung: VEB Druckerei ..1 hornas Muntzer" Bad Langensalza. V/12/6 1. \-eroffentlicht unter der Lizenn-

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