ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 250. Nr. 5996- 14.

Physische Beobachtungen von Kometen. Von M. Beyer Die im folgenden mitgeteilten Beobachtungen von Ko-

meten zielten in erster Linie auf eine moglichst genaue Be- stimmung der Gesamthelligkeit hin. Derartige Beobachtungen sind zumeist rnit einem hohen Grad von Unsicherheit be- haftet. Eine groBe Schwierigkeit bereitet erfahrungsgemM schon der AnschluB des diffusen und unregelmaig verteilten Kometenlichts (Kern, Verdichtung, Nebelhulle und Schweif) an die scharf begrenzten Lichtflachen bzw. Lichtpunkte der Photometer oder an Sterne von bekannter Helligkeit. Die oft empfohlene extrafokale Beobachtung erleichtert zwar den Vergleich der Kometen rnit benachbarten Fixsternen. Es treten aber dabei je nach Wahl von GroOe und Offnungs- verhaltnis des Femrohrs groBe Unterschiede in der Auffassung der Gesamthelligkeit auf. In kurzbrennweitigen Kometen- suchern oder Nachtglasern erscheinen die Kometen zuweilen um mehr als eine GroBenklasse heller als in Fernroliren rnit kleinem Offnungsverhaltnis. Die rnit abnehmendem Offnungs- verhaltnis herabgesetzte Flachenhelligkeit des Brennpunkt- bildes bringt leicht die zarten auI3eren Teile der Nebelhulle zum Verschwinden, so daB die Gesamthelligkeit vermindert erscheint. Dabei ist die GroBe des Helligkeitsverlustes von Fall zu Fall verschieden, da sie ganz von dem Aufbau und Aussehen des Kometen abhangig ist. Die Helligkeiten der groBen diffusen Kometen werden bei einem Wechsel des Instruments weit groBere systematische Abweichungen zeigen als diejenigen der stark verdichteten oder sternahnlichen Objekte. Diese durch die Wahl des Fernrohrs bedingten systematischen Auffassungsunterschiede bleiben im vollen Umfange bestehen, solange bei der extrafokalen Beobachtungs- methode die scharf begrenzten ynd gleichmaBig hellen Flachen der Sterne direkt rnit den diffus in den Himmels- untergrund verlaufenden Kometen verglichen werden.

Aus diesem Grunde empfiehlt W. E. Bernheimer (AN 248.195) den umgekehrten Weg zu gehen, d. h. nach Moglich- keit dafur zu sorgen, daB die Kometen punktformig er- scheinen und somit den Fixsternen vergleichbar werden. Bei helleren Objekten wird das haufig durch die Wahl von kleinen lichtstarken Fernrohren und geringster VergroOerung moglich sein. Dieses Verfahren durfte bei den systematischen Be- obachtungen der Gesamthelligkeit von Kometen und Nebel- flecken aus rein praktischen Griinden meistens zur Anwendung gekommen sein. Leider hat es aber den grol3en Nachteil, daB bei langeren Beobachtungsreihen infolge der umfangreichen Helligkeitsanderungen haufiger ein Wechsel des Instruments vorgenommen werden muB, wobei jedesmal andere syste- matische Fehler der oben bezeichneten Art hineingetragen werden, deren GroBe sich schwer abschatzen la&.

Um den fortgesetzten Wechsel des Fernrohrs zu ver- meiden und damit alle Beobachtungsreihen einander ver- gleichbar zu machen, wurde hier ein anderer Weg beim Be- obachten eingeschlagen. Alle Helligkeitsbestimmungen wurden

an einem festaufgestellten Vierzoller ausgefuhrt, indem das Okular (schwachste VergroBerung : 55fach) bei der Beob- achtung soweit aus dem Brennpunkt geschoben wurde, bis das diffuse Licht des Kometen bzw. der Vergleichsterne gerade auf dem Himmelsuntergrund ganz zum Verschwinden kam. Die Helligkeit des Kometen lie0 sich auch bei diesem Ver- fahren recht sicher in eine Folge von passenden Vergleich- sternen einordnen. Nach einiger Ubung konnten sogar Helligkeitsstufen geschatzt werden. Gleichzeitige Beob- achtungen, die nach dieser Methode rnit verschiedenen Instrumenten am Kometen 1932 k (PeZtier- Whz)pZe) angesteilt wurden (Beob. : U. Schwiecker : 35 mm-Opernglas m. 3facher Vergr., G. HeyZmann: 60 mm-Nachtglas m. 8facher Vergr., M. Beyer: 108 mm-Refraktor m. 55facher Vergr.), ergaben innerhalb om3 ubereinstimmende Helligkeitswerte. Syste- matische Differenzen traten erst dann auf, wenn die Helligkeit des Kometen nahe an der Sichtbarkeitsgrenze eines Instru- ments stand. Die Helligkeitsschatzungen fielen dann fur das betr. Fernrohr um mehrere Zehntel einer GroBenklasse zu klein aus.

Neben diesen rein beobachtungstechnischen Schwierig- keiten tritt aber der EinfluB der atmospharischen Trubungen als weit groBerer Storungsfaktor hervor. Nach den von W. E. Bernheimer in AN 248.195 mitgeteilten Feststellungen soll der Einf ld dunstiger Luft die Ergebnisse so stark ver- falschen, daB damit alle Nebel- und Kometenhelligkeiten, die nicht auf Hohenstationen erhalten wurden, als hinfallig erscheinen. So sah Bernheimer den Kometen 1932 k (PeZtier- Whz)pZe) in der klaren Luft des 700 m hoch gelegenen Ortes Winterbach im Mittel um om7 heller als in Wien. Ein Vergleich der Bernheimerschen Hohenbeobachtungen rnit den hiesigen, am Rande von Hamburg gewonnenen Ergebnissen zeigt, daB der Komet 1932 k in Hamburg im Mittel sogar um om85 schwacher gesehen wurde als in Winterbach. Diese unerwartet hohe Differenz ist besonders bemerkenswert, da die Luft in den mondlosen Nachten nach dem 26. Aug. 1932 in Hamburg so auBergewohnlich klar und durchsichtig war, daB Sterne der Harv.-GroBe 7mo noch sicher rnit unbewaffnetem Auge er- kannt wurden. Trotzdem gelang es hier nur an den Abenden 1932 Aug. 26.9 und 28.9 den Kometen als sternartiges Licht- punktchen an der Grenze der Sichtbarkeit fur das bloBe Auge festzustellen. Die Helligkeit des Objektes durfte danach kaum groBer als 6m7 gewesen sein. Wenn auch ein betrachtlicher EinfluS des GroBstadtdunstes und der Aufhellung des Himmels nicht zu bestreiten ist, so erscheint doch der Unterschied zwischen den Winterbacher und Hamburger Werten reichlich hoch. Es ist sehr unwahrscheinlich, daB an den genannten kla- ren Abenden der Komet im Vergleich zu den Fixsternen hier noch nicht halb so hell gestrahlt haben soll wie in Winterbach, wahrend die feinen Verastelungen in dem zarten Kometen- schweif hier genau so beobachtet wurden wie auf klimatisch

18

23 5 5990 2 36

gunstig gelegenen Sternwarten. Die im Jan. 1933 gewonnenen Beobachtungen des Kometen 1932 n (DodweZZ-Forbes) zeigen ubrigens eine gute Ubereinstimmung mit den Helligkeits- werten, die Prof. K. Graf unter dem klaren Himmel von Porto Cristo auf Mallorca erhielt (briefl. Mitt.). Die Ham- burger Beobachtungen zeigen deutlich, daB jede Aufhellung des , Himmels durch Mondschein, Dammerung oder kunst- liches Licht von weit groBerem EinfluB ist als der normale Wechsel in der Durchsichtigkeit der Luft. Die GroBstadt- lichter bewirken hier nur eine merkliche Aufhellung des Westhimmels. Dagegen zeigen alle Beobachtungen, die bei Mondschein vorgenommen wurden, eine systematische Ver- minderung der Helligkeit. Bei stark storendem Mondlicht wuchs die Schwachung der Gesamthelligkeit bis auf om5 an. Aus diesem Grunde wurden spater alle Beobachtungen bei storendem Mondschein oder in der Dammerung vermieden.

Als Vergleichsterne wurden nioglichst benachbarte, aber isoliert stehende Objekte herangezogen, deren Hellig- keiten mit Hilfe eines Grafschen Keilphotometers durch An- schlul3 an mindestens 4 Sterne aus H.A. 54 oder H.A. 70 ge- messen wurden. Fur wenige hellere Sterne konnten die Werte direkt den genannten Katalogen entnommen werden.

In den folgenden Zusammenstellungen der Beob- achtungen sind in der 3. Spalte unter mt die beobachteten Gesamthelligkeiten gegeben. Diese Werte wurden dann unter Zugrundelegung des bekannten Ausdrucks

auf die Einheit der Entfernung d = I und r = I reduziert. Be- rucksichtigt man lediglich die Reflexion des Sonnenlichts unter Vernachlassigung der unbekannten Werte fur den Phasen- koeffizienten sowie fur die bei kurzerem Sonnenabstande auf- tretende Eigenstrahlung des Kometen, so kann man in dem obigen Ausdruck n, = 2 und n, = 2 setzen. Die den einzelnen Beobachtungen zugehorigen Werte fur A und 7 wurden durch graphische Interpolation der in den Ephemeriden gegebenen GroBen ermittelt. Die von den beobachteten Gesamthellig- keiten abzuziehenden Werte 5-log7A sind in Spalte 4 zu- sammengestellt. Die Spalte 5 enthalt endlich die reduzierten

Ho = mt - 2 . 5 (nllogA + nzlogr)

1932 Weltzeit

Aug. 18.906 19.868 20.937 21.865 24.083 24.864 24.868 26.051 26.906

28.868 29.885 31.858 31.872

Sept. 4.926 5.846 7.854

27.958

8.861

mt

7mo7 7.39 6.79 6.70 6.84 6.94 6.92 6.98 6.77 6.92 6.91 6.98 7.02

7.07 7.08 7.23 7.39 7.41

Gesamthelligkeiten No. In den folgenden Spalten sind die ubrigen physischen Beobachtungen, wie Lange und Po- sitionswinkel des Schweifs, Durchmesser der Koma sowie die Kernhelligkeit gegeben. Die Werte fur die Kemhelligkeit beruhen groBtenteils auf Schatzungen. Sofern photometrische Werte hierfur vorliegen, sind diese sehr unsicher, da der kunstliche Stem selbst bei starkster Annaherung an den Kern stets uber einem weniger hellen Untergrunde steht als der im Mittelpunkt der Verdichtung befindliche Kern. Fur die Spalte ))Bemerkungen(( wurden die folgenden Abkurzungen benutzt : k = klar, ss = auBerordentlich, M, = kaum merkliche Sto- d = dunstig, s = sehr, rung durch Mondlicht w = wolkig, e = etwas, M, = Mond stort,

* = unsichere Beob., M, = starke Mondstorung. Einzelne Ziffern sind am Ende jeder Beobachtungsreihe

erklart. I n den Tabellen der Vergleichsterne sind in der 3. Spalte die photometrischen Messungen zusammengestellt. Jeder Wert stellt das Mittel aus mindestens 4 Einstellungen dar. Mehrere Werte deuten auf Beobachtungen in verschiedenen Nachten hin. Die Spalte 4 enthalt das Mittel aus der Gesamtheit aller Einstellungen, das dann zur Ableitung der Kometenhelligkeit benutzt wurde.

K o m e t 1932 k (PeZtz’er-Whz$$Ze). Die Beobachtung des 1932 Aug. 8 entdeckten Kometen

wurde hier sofort nach Eintreffen der Nachricht begonnen und konnte dank der gunstigen Bahnverhaltnisse bis 1932 Okt. 7 fortgefuhrt werden. Anfang Oktober 1932 nahm die Helligkeit sehr rasch ab, so daB der Komet schon Okt. 10 im Vierzoller unsichtbar war. Ende August bot der Komet ein recht hubsches Bild. Die rundliche Nebelhulle von etwa 5’ Durchmesser zeigte eine starke zentrale Verdichtung mit einem schwachen, sternartigen Kern. Innerhalb der Koma waren mehrere zarte radiale Ausstrahlungen zu bemerken, die sich an einer Stelle zu einem m a i g breiten und etwa 1?2

langen Schweif verdichteten (photogr. Beob.).

5 logrA

-1.18 - 1.15

- 1.09

- 0.98 - 0.98 - 0.93 -0.91 - 0.86 - 0.82 -0.78 -0.69 - 0.69 -0.51 - 0.46 - 0.36 -0.31

- 1.12

- 1.01

% 8112.5 8.54 7.91 7.79 7.85 7.92 7.90 7.91 7.68 7.78 7.73 7.76 7 .71 7.76 7-59 7.69 7.75 7.72

- P:W. d jchweifs

284’ 280 278 268 2 7 1 2 76

2 80 287 294 304 317 332

-

- - I 2 -

I9

Bern.

w, d, M,

*, sd, M, k, Ml k, MI ed, Ml ed, MI k, MI

sw, sd, M,

sk, ew d ssk k ed, sw k ssw, * sk k, sw sd, sw

2 3 7

mt

7M53 8.18 8.61 8.53 8.48 8.72 9.25 9.58 9.68 9.55 9.63

10.14 , U I I ?

5990

- Bez.

A B C D E F G H J K

L

M N 0 P Q i? S T U Y w x Y z a 6

d C

; g h i K 17 m n 0

1932 Weltzeit

Sept. 9.939 13.840 15.816 16.840 19.885 21.806 25.854 27.907 28.806 29.806

Okt. 3.802 4.868 7.771

Vergleichsterne. BD-Nr.

bzw. Ort 1855.0 + 59O 736 +59 724 +62 643 +61 665 +65 391 +66 316 +67 334 +68 310 + 7 I 299 +73 285 + 7 2 246 + 7 2 247 + 7 2 248 +73 264 +74 2 5 2

+74 238 +79 202

+ 7 5 247 +74 249 +78 226 +78 240

+81 2 5 2

+So 238 + 7 8 254 +So 2 7 2

+79 328 +81 282

+78 392 +79 356 + 7 8 385 +73 532 +76 454 +74 484 +73 561 +73 559 + 7 2 570 + 7 1 630 +68 705 + 7 0 726 +66 802 +66 805

photm. ~- 6M39 6m49

HA 7 0 HA 54 HA 54

HA 54 HA 54

HA 54 HA 54

Gesamtlicht geschatzt

6.67 6.95 6.10 6.36

6.10 6.28

6.70 6.61

HA 54 HA 54

6.12 6.07 7.08 6.90 7.13 7 . 0 5

HA 54 6.71 6.50 6.47 6.64

HA 54 HA 54 HA 54 HA 54 HA 54 HA 54 HA 54 HA 54

7.03 7.17 7.58 7.58 7.42 7.44 7.55 7.23 7.73 7.60 7 .23 7.26

8.20 8.15 8.15 7.78 7.98 7.89

8.92 8.91 8.59 8.29

-0 .25

- 0.07 + 0.03 + 0.07 + 0.21

+0.28 + 0.45 +0-55 + 0.59 + 0.64 + 0.83 +0.88 + 1.04

Gr.

6m44 6.81 7.28 7.68 6.19

6.86 6.65 6.76 7.03

7.43

6.81 6.23 7.25 6.80 6.10

7.09 6.91 6.60

7.17 7.47 6.69

6.71 7.08 7.54 7.24 7.10 7.58 7.43 7.39 7.66 7.25 8.17 7.88 8.91 8.44

6.94

6.99

6.55

6.53

- no

7m78 8.25 8.58 8.46 8.27 8.44 8.80 9.03 9.09 8.91 8.80 9.26 9.96

___ ___

- Bez.

P 4 Y S

1' 24

V W X

Y

a

Y 6

z

B

P.-W. d. jchweifs

270 - -

35 h, 33

36 m29 - 28 @2 35

-

- - - --

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

+ 65O926 +63 I074 + 63 I073 +62 1301

+ 59 I525 + 59 1522

+ 59 1531 + 5 7 I464 +58 1462 + 5 7 1461 +57 I467 + 5 7 1468

+62 I299

Kern

photm.

8m68 8m38 8.18 8.14 9.11 8.89 8.48 8.44 8.69 8.74

9.20 9.19 9.08 9.44 9.21 9.53 9-60

9.18 9.39 9.38 9-57 9.33 9.35

Io.or 9.92 9.88 9.26 9.06 9.90 9.95

9.84 9.87 9.70 9.61

0.04 10.26 10.1;

Gr.

8m53 8.16 9.00 8.46 8.71 9-15 9.33 9.56 9.32 9.42 9.94 9.16 9.93

9.86 10.14

9-65

r . . . . . . . . # . . . . . . . . I . . . . . . . . I . . . . . I . . , . . . . . . . . I . . .

m 1

-

-9

Perihel sepr: Ld

-10

7932 -?IM" 20 Aug. 30 70 sepc. zo .3p om. *- & . . . I . . . . r . . . . ' . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

Fig. I. Lichtkurven der Gesamthelligkeit des Kometen 1932 k (Pelher- WhzppZe). Punkte = beob. Total-Helligkeit mt ; Kreuze = reduz. Helligkeit H,,. In dem dargestellten Zeitabschnitt lag der Sonnenabstand des Ko-

meten zwischen r=1 .04 u. r=1.38 . 181

239 5 990 240

29.034 29.833

Okt. 3.868 5.917 6.001 7.933

24.794

In Figur I sind die aus den vorstehenden Helligkeits- bestimmungen gezeichneten Lichtkurven dargestellt. Aus der Kurve der beobachteten Helligkeit mt ergibt sich ein Maximum 6m8 fur 1932 Aug. 23. Die auf die Einheitsentfernungen von Sonne und Erde reduzierten Helligkeiten No (Kreuze; ge- strichelte Linie) zeigen ein Maximum 7m7 fur 1932 Sept. 3, das recht genau rnit dem 1932 Sept. 2 erfolgten Perihel- durcbgang des Kometen zusammenfallt.

Von dem Spektrum des Kometen wurden hier in den beiden Nachten 1932 Aug. 24.96 und 26.02 zwei photogra- phische Aufnahmen rnit Objektiv-Prisma erhalten (60 mm- Kamera, f = 21 cm; Objektivprisma 50'; 40 und 50 Min. Be- lichtung). Die Ergebnisse dieser Spektralbeobachtungen sind bereits in AN 246.328 mitgeteilt.

Fayescher Komet 19321. Die Wiederauffindung des periodischen Fayeschen Ko-

meten erfolgte 1932 Aug. 30 in Bergedorf. Infolge der Licht- schwache des Objekts wurden die Helligkeitsbeobachtungen erst 1932 Sept. 2 1 aufgenommen. Der Komet erschien als ein sehr kleiner rundlicher Nebel rnit kl

12.7 +1.07 11.6 sk 12.9 +1.07 11.8 55 / k 12.6 +1.06 11.5 25 1 sk 12.9 +1.06 11.8 28 k

k 12.9 +1.06 11.8 - ed 12.8 +1.06 11.7 -

, 12.8 1 +1.17 11.6 I - ed

1932Weltzeit /geschatzte/ Gr. mt 5 bg7A 1 BO 1 pF:z I Bem. Sept. 28.821 I 12mg I +1.07 1 11m8 I 30" k

50'' 45 45

45 45 36 45

-

-

k, M, k k sk k sk k, sw ed ed

nartig - No

IOm73 10.92 10.44 10.31 10-44

10.05

9.95 9.93

10.00

- Verg1.- Sterne

a, b

4 e

f g9 t5

C

d

g i, k i, k

5 log 7A

+0.76 + 0.68 + 0.65 + 0.63 + 0.61 +0.55 +063 + 0.38 + 0.38

1932 Weltzeit

Sept. 21.994 25-936 28.015 2g.793 29.817

Okt. 3.854 4.999

24.778 24.853

I Im49 11.60 11.09 10.94 11.05

10.55 10.58 10.33 10.31

- UO -

8m52 8.70 8.79 8.66 8.54 8.70 9. I 0

9.23

Durchm. d. Koma

215 3 , 3.5 3.5 3.5 3.5

1.5

2.2

:in Kern!

5 IogrA

t -0 .12

t 0.22

+ 0.24 +0.25

+ 0.28 + 0.30 + 0.94 + 1.10

1933 Weltzeit

Jan. 14.717

21.728 22.750 24.821 25.774

Febr. 16.771 20.778

Bem. I. grc

20.740

- Bez.

Bem.

89164 8.92 9.03 8.91 8.82 9.00

10.04 10.33

Vergleichsteme. - BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

oh24m6 + 12w o 25.8 +12 12

0 25.0 + I 1 44 o 22.8 + I I 12

o 23.7 + I I 29

+ 10' 56 +I0 58 + 4 62

oh22417 + 4'57'

0 24.3 + I 0 53

Bez. photm. -_ .-

IIm47 IIm43 11.50 11.36 11.58 11.62

11.57 11.37 11.39 11.31 10.55 10.30 10.79 10.55 9.85 9.81

10.67 10.63

10.93 10.99

Gr.

a b

d e

g h i k

C

f

11m45 ' 11.43 11.60 10.96. 11-47 11.35 10.43 10.67 9.83

10.65

, diffus, geringe Verdichtung, ichsterne. Veq

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0

- 4 93 + I 205 + I 206

1h1m5 +1'27'

+ 2'163 + 2 164 + 2 169 + 3 181 + 3 I74 + 4 248 + 4 231 + 6 224 + 5 186 + 5 183 +24 404 +24 403 +26 508

- 4' 92

Gr. photm.

a b

d C

; g A i k Z m n 0

P P 7

S

89123 9.10

8.94 8.92 9.11 8.86 9.35 9-09 9:24 9.12 9.55 9.50 9.58 9.39 8.77 8.62 9.40 9.07 8.78 8.60

9.41 9-19 9.39 8.49 8.84 9.02

10.07 10.27 10.38

8m23 9.10 8.93 8.99 9.22 9.18 9-52 9.48 8.69 9-23 8.69 9.31

8.84 9.02

10.07 10.27

10.38

8.49

241 5 990 2 4 2

Die aus den Beobachtungen gezeichneten Lichtkurven fur die Totalhelligkeiten mt und fur die auf die Einheit der Entfemungen reduzierten Helligkeiten Uo sind in Figur 2

wiedergegeben. Die Beobachtungsreihe beginnt 15 Tage nach dem 1932 Dez. 30.4 eingetretenen Periheldurchgang. In dem dargestellten Zeitabschnitt sinkt die beobachtete Totalhellig- keit mt von 8m6 auf 1om3. Die reduzierte Helligkeit No la& gleichfalls eine Abnahme von 8mg auf gm2 erkennen. I ~ ~ * ' ~ ' " ' r ' ~ ~ ' ~ " " r ~ " " ' " " ~ ' ' " ~ ~ " ' ~ ~ -

I 0 rn

7933 '0 Jan. 20 30, febr. 7u 20

1 . a . . I . . . . I . . . , I . . . . l . . , . 1 . , , , l . . . . I . ,

Fig. 2. Lichtkurven der Gesamthelligkeit des Kometen 1932 n (DudweZZ- Forbes). Punkte = beob. Total-Helligk. T?Z: ; Kreuze = reduz. Helligk. Ha. In der dargestellten Epoche wuchs der Sonnenabstand des Kometen von

r=1.14 auf r=1.41 an. Perihel: 1932 Dez.30.

K om e t I 933 a (PeZtier). Die Beobachtungen wurden sofort nach Bekannt-

werden der 1933 Febr. 17 erfolgten Entdeckung in Angriff genommen und konnten bis zum Verschwinden des Kometen im Vierzoller gegen Ende Marz 1933 fortgefiihrt werden. Das Objekt erschien als ein mal3ig groaer, ovaler Nebel mit aus- gepragter Verdichtung und einem lichtschwachen, stern- artigen Kern. Ein Schweif war nicht zu sehen.

1 " " " ' " ' " " ' " " ' ~ ' " ' " " ' ~

-

-

-77- -

' 4933 /?elk 40 Marz 20 30

I . . . . l , , . . I , . . . I , . . , I . . . . I

Fig. 3. Lichtkurven der Gesamthelligkeit des Kometen 1933 a (Pdtier). Punkte = beob. Total-Helligk. m: ; Kreuze = reduz. Helligk. Ha. In dem dargestellten Zeitabschnitt wuchs der Sonnenabstand des Kometen

von r=1.05 auf r=1.31 an. Perihel: 1933 Febr.8.

Febr. 27.827 28.794

Marz 1.840 13.799 20.887 21.820 22.861 24.812 25.816 26.817 27.821

8m73 8.80 8.98 9.97 10.54 10.35 10.48 10.78 11.06

11.48 11.00

; logrf

- 1.21

- 1.14 - 1.07 -0.25 +0.27

+ 0.33 + 0.41 + 0.54 +0.61 + 0.67 +0-73

9m94 9.94

10.05

10.27

10.07 10.24 10.45 10.33 10.75

10.22

10.02

Kern

- I im8 12.3: 12.7:

13.0: 13.0: - I;\

- 3 <13.:

I;\

Bemerkungen: I. ovaler Nebel mit kernartiger Ver- dichtung ; 2 . Gesamthelligkeit schwierig, da Nachbarstern stort ; 3. Komet schwach; 4. Schatzung durch Nachbarsteme erschwert; 5. Komet sehr schwach.

- Bez.

a b

d

-

C

; g A i K I m n 0

P 4 Y S

t u

Verglei BD-Nr. bzw.

Ort 1855.0

+48 ,860 + 48" 847

+48 859 +46 732 +46 731 +44 740 + 4 4 737

+ 2 2 768 + 1 3 851 + 1 2 769

? + I I 778 +IO 776

sh18m9 +IO' 7'

4-22 770

+ .9"847 + 8 993

~ ~ 2 3 1 1 3 + 8'33' 5 23.6 + 8 25 5 26.2 + 7 41

isterne.

photm.

8m27 84138 8.84 8.86 8.91 9.07 8.75 8.70 9.06 8.99

8.85 9.15 9.82

10.3 7 10.38 10.51 10.35 10.60

10.35 10.63 1-0.59 10.65 10.56 11.01 11.16 10.91 10.90

10.87 10.63

11.28 11.21

Bem.

8m33

8.99 8.73

8.85

9.02 8.85 9.15 9.82

10.37 10.44 10.47 10.35 10.61 10.60 11.08 10.91 10.87 10.63

11.28 11 .21

Der Periheldurchgang (T= 1933 Febr. 7.6) hatte be- reits 20 Tage vor Beginn der Beobachtung stattgefunden. Die aus den vorstehenden Beobachtungen abgeleiteten Licht- kurven fur die Gesamthelligkeit mt und die auf Y = I und d = I reduzierte Helligkeit sind in Figur 3 dargestellt. Die be- obachtete Totalhelligkeit mt zeigt einen sehr raschen Hellig- keitsabfall von 8m7 (Febr. 27) auf 11m5 (Marz 27), der aber fast ausschliel3lich auf den wachsenden Abstand des Kometen von der Sonne und von der Erde zuruckzufuhren ist. Die Ho-Kurve la& nur einen geringen Lichtabstieg erkennen, der erst ab 1933 Marz 25 starker wird.

Kome t 1932 g (Geddes). Komet 1 9 p g (Geddes) wurde 1932 Juni 22 in der Nahe

des sudlichen Himmelpols (Deklin. -85") mit einer lang- samen, nordostlich gerichteten Bewegung aufgefunden. In- folge der ungunstigen Sichtbarkeitsbedingugen konnten die Helligkeitsbeobachtungen dieses Kometen hier erst in den

243 5 990

?%t

gm88 9.68 9.75 9.73 9.78: 9.86 9.77 9.81 9.80 9.95 10.07 10.19: 10.20

10.28 10.4

10.48 10.36 10.82 10.98 11.27

10.39

Morgenstunden des 22. Jan. 1933, mithin ein halbes Jahr nach der Entdeckung, aufgenommen werden. Trotzdem konnte das Objekt hier noch volle 4 Monate hindurch verfolgt werden. Erst Ende Mai 1933 hatte die Helligkeit soweit abgenommen, da13 der Komet in der beginnenden Mitternachtsdammerung unsichtbar wurde. Zur Zeit seiner gro13ten Helligkeit (9m7), Ende Februar 1933, erschien der Komet als ein 215 groaer, etwas lbglicher Nebel, dessen exzentrisch gelagerte Ver- dichtung einen maBig hellen, sternartigen Kern (I 1%) ein- hiillte. Ein Schweif war nicht zu erkennen.

51OgTd

+4.37 +4.15 +4.17 +4.18 +4.18 +4.19 +4-20 f4 .20 f4 .21 f4.24 +4.43 +4.44 +4.49 +4.59 +4.63

+4.67 i-4.69 +4.97 +5.03 +5.15

+4.65

Jan. 22.187 Marz 1.998

20.960 21.911 22.907 23.889 24.920 25.945 26.967 29.978

April 13.844 14.862 17.881 23.021

26.006 24.912

26.994 27.899

Mai 11.918 14.904 20.967

- vg1.-

Sterne No

5m51 5.53 5.58 5.55 5.60 5.67 5-57 5.61 5.59 5.71 5.64 5.75 5.71 5.69 5.81 5-74 5.81 5.67 5.85 5.95 6.12

- Kern

> 1om5

11.3 11.3 11.4 11.3 11.3

-

11.2

11.2 I1

- 11.5 11.4 -

11.6 11.8

11.8 I2

Bem.

sw, k, I

sk, 2

sk sk sk, 3 sk, 4 sk sk, 5 sk sd, *, 6 k, w k, w, 7 sk sk sd k sk sk k

k, 8 sw

Bemerkungen: I. zentral verdichtete Koma; 2. lang- licher Nebel m. Kern; 3. Helligkeit unsicher, Komet steht neben hellem Stern; 4. Koma etwas langlich; 5. Kern 11m2 exzentrisch in stark verdichteter Koma; 6. neblige Luft, Beob. unsicher; 7. BD +31'2526 stort; 8. schwache Mitter- nachtsdammerung.

I I I I 5- -1

Fig. 4. Lichtkurven der Gesamt-Helligkeit des Kometen 1932 g (Geddes). Punkte = beob. Total-Helligk. mt ; Kreuze = reduz. Helligkeit go. In dem dargestellten Zeitabschnitt stieg der Sonnenabstand des Korneten yon

7~2.68 auf 7 ~ 3 . 5 1 an. Perihel: 1932 Sept. 21.

Bez.

a b

d e

g k i k Z m n

P 4

C

f

0

7

S t 21

21 W

X

Y

A B C 1)

z

Vergleichsterne. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 - 6'4171 - 6 4177 + 9 2984 + 9 2967 + 9 2972 + 2 0 2983 + 2 0 2979 +21 2650 + 21 2647 + 2 2 2690 + 2 2 2685 +23 2682 +23 2681 + 24 2708 + 24 2706

13~37m8 + 31'12'

+32 2359 +32 2360

13~16411 + 34'32' + 33" 2334

13h1om8 + 34'21' + 35" 2428 +35 2425 +37 2330

12h43m2 + 37'19' + 37'2315

12h38Y2 + 37'42'

f 31'2527

I2 29.9 +38 25

photm.

" 1 " achtungen ist in Figur 4 gegeben. Nach dem Durchlaufen des Perihels (1932 Sept. 21) naherte sich das Objekt noch etwas der Erde, so da13 eine weitere Helligkeitszunahme zu erwarten war. Die aus den beobachteten Totalhelligkeiten mt gezeich- nete Kurve zeigt ein Maximum (9m67) fur 1933 Febr. 27. Da- gegen lassen die auf die Einheit der Entfernungen redu- zierten Beobachtungen Ho eine langsame aber sicher nach- gewiesene Helligkeitsabnahme erkennen, die in Anbetracht des groBen Sonnenabstandes - 7 liegt zwischen 2.68 und 3.50 - bemerkenswert ist.

Betrachtet man die Kurven der auf 7 = I und A = I

reduzierten Gesamthelligkeiten, so bemerkt man in allen Fallen einen deutlichen Lichtanstieg zum Perihel, der auf ein betrachtliches Anwachsen der Eigenstrahlung des Ko- meten bei der Annaherung an die Sonne zuruckgefuhrt werden muO. Diese Helligkeitszunahme ist nicht nur bei sonnennahen Kometen von Bedeutung, sondern kann selbst bei relativ grol3en Sonnenabstanden noch erhebliche Betrage erreichen, wie das Verhalten des Kometen 1932 g (Geddes) zeigt. Der Hauptwert der Beobachtung der Gesamthelligkeit liegt wohl darin, da6 damit eine Moglichkeit gewonnen wird, die verschiedenen Kometenerscheinungen miteinander zu ver- gleichen. Zu diesem Zweck mu13 bei der Reduktion der Helligkeiten auf die Einheit der Entfernungen unbedingt auch das Anwachsen der Eigenstrahlung berucksichtigt werden.

9?62 9.97

9.46 9.48 9.81 9-74

10.23 9-93 9.70 9-75

10.13 9.65 9.66 9.60 9.56

10.02 10.07 9.54 9.56 9.36 9.36

10.33 10.25 9.80

10.30 9.90

10.19 9.89 9.97

10.41 10.32 10.08 10.09 10.84 10.65 10.48 10.40 10.29 10.42

10.53 10.99

10.59 10.65 11.17 11.20

11.15

10.75 10.77

244

- Gr.

9m62 9.97 9.47 9.77 10.08 9.73

10.13 9.66 9.58 10.05

9.55 9.36

10.29 9.80

10.30 9.90

10.19 9.93

10.37 10.09 10.74

10.36 10.76 10.53 10.99 10.62 11.19 11.15

10.44

Die PraDhische Darstellung. der vorstehenden Beob-

24 5 5990 246

18000 I 30000 70000

I 90000

Dieses Anwachsen erfolgt nun keineswegs streng gesetzmaDig, sondern verlauft je nach dem Aufbau und der Entwicklung der Kometen verschieden. Pulsationen der Helligkeit (ScAwaJ- mann- Wachmannscher Komet 1925 11) oder starkere Licht- ausbruche (Nolmesscher Komet 1892 111) sind durchaus keine Seltenheiten. In den vorliegenden 6 Fallen zeigen die Licht- kurven jedoch einen derartig glatten Verlauf, daB eine rech- nerische Bestimmung der Zunahme der Eigenstrahlung statt- haft erscheint. Diese Entwicklung der Eigenstrahlung kommt in der eingangs gegebenen Formel in dem Exponenten n2 von r zum Ausdruck, dessen Wert zunachst bei der Reduktion der Beobachtungen auf die Einheit der Entfernungen unter der Voraussetzung des Vorhandenseins von rein reflektierter Strahlung zu n2= 2 angenommen wurde. Setzt man die be- obachteten Totalhelligkeiten mt und die dazugehorigen Werte fur r und d in die Formel

N o + z . 5 n210gr=mt-5 logd ein, so erhalt man eine Anzahl von Bedingungsgleichungen, deren Auflosung nach der Methode der kleinsten Quadrate die Werte fur n2 und Ho liefert.

Diese Rechnung wurde fur die 4 Kometen 1932k (PeZtier-Whz$yUe), 1932 n (DodweZZ-Forbes), 1933a (PeZtier) und 1932 g (Geddes) durchgefuhrt. Da die Einbeziehung aller Beobachtungen eine unnotig groBe Rechenarbeit erfordert hatte, wurde fur jeden Fall eine Auswahl von 6 bis 8 Beob- achtungen herangezogen, die sich der mi-Kurve moglichst gut anschlossen und sich einigermaBen gleichmaBig iiber den Beobachtungsabschnitt verteilten. Die Ergebnisse dieser Aus-

1.4

5.5 14.9

10.2

gleichung sind in der am Schlusse gegebenen Tabelle auf- gefuhrt. Bei den Kometen 19321 (Payescher Komet) und 1932 m (Brooksscher Komet) war die Durchfiihrung dieser Rechnung zwecklos, da die Anderung des Radiusvektor in dem Beobachtungszeitraum so unbedeutend war (Y = 1.67 - 1.79 bzw. Y = 1.87 - I.@), daB eine geringe Unsicherheit in den beobachteten Totalhelligkeiten mt im Verein mit der groBen Abweichung der Entfernungen von 7 = I zu N,-Werten fuhrt, die um mehrere GroBenklassen unsicher sind. Um bei diesen Objekten uberhaupt einen Anhalt fur den Ho-Wert zu bekommen, wurde ihrer Helligkeitsentwicklung der abge- rundete Mittelwert aus den ubrigen 4 Beobachtungsreihen n2= 5.5 zu' Grunde gelegt. Die damit erhaltenen Werte: No = 8m1 fur den Fayeschen Kometen und No = 9m3 fur den Brooksschen Kometen sind infolgedessen nur als grobe An- naherungen aufzufassen.

In der am Schlusse gegebenen Zusammenstellung der Ergebnisse ist in der 2 . Spalte die Lange des Beobachtungs- abschnitts gegeben. Die 4. Spalte enthalt die Grenzwerte der beobachteten Gesamthelligkeit mt. In Spalte 5 und 6 sind die photometrischen Parameter mit den Werten Ho und n2 zu- sammengestellt. Die 7. Spalte gibt die GroBe und Anderung des Radiusvektor fur den Beobachtungsabschnitt, die ein gutes Kriterium fur die Zuverlassigkeit der in den Spalten j und 6 verzeichneten Ergebnisse bilden. SchlieBlich ist in den letzten 3 Spalten der Durchmesser der Nebelhulle in verschie- denen MaBeinheiten aufgefuhrt, wobei aber zu berucksichtigen ist, daB dieser Wert nur fur den mittleren Sonnenabstand des Kometen im gegebenen Beobachtungsabschnitt gilt.

Pianeta 1925.0 Gr. 0 - C 1933 Febbr. 16 ~ 3 ~ 6 ~ T.U.

171 Ophelia 11~37m1 + 6"13' 11m2 (+4m1 -26') IOI Helena 11 44.7 + o 41 11.4 ( 0.0 -10)

Zusammenste l lung d e r Ergebnisse .

Pianeta 1925.0 429 LOtiS ISh 1m8 -13'30' 298 Baptistha 13 9.8 - 8 5 671 Carnegia 13 15.6 -11 4

&-a Durchmesser der Koma I

I fur A = I I in km I in Erd-Durchm. ~ xo 1 n2 1 Y zwischen I Komet

Marzo 19 2sh35m5 T.U. I 7 I Ophelia 11 15.4 + 8 5 2 11.2 +4.1 -25 IOI Helena 11 16.9 + I 57 11.3 0.0 - 9 106 Dione 11 28.1 +IO 2 12 .1 +1.3 - 9

171 Ophelia 11 14.0 + 9 o 11.1 +4.1 -24 IOI Helena 11 15.1 + 2 3 11.1 -0.1 - 9

Marzo 2 1 2zh56m5 T. U.

106 Dione 11 26.7 +IO 10 11.9 +1.3 -10 Marzo 2 2 ~3~27113 T. U.

1932k (PeZtier-WhippZe) 1 5 1 ~

193211 (DodweZZ-Forbes) I 38

I 932 1 (Fayescher) I 34 I932m (Brooksscher) ~ 27

1933a (PeZtier) 29 1932 g (Geddes) 1 I 2 0

Hamburg, 1933 Sept. I.

Marzo 23 ~ 3 ~ 2 0 m 3 T. U. 955 Alstede 12 56.6 - 1 2 44 30 Urania 12 58.2 - 9 27

429 Lotis 13 1.1 -13 2 3 298 Baptistina 13 8.8 - 8 3 345 Tercidinal) 13 24.7 -14 I

Maggio 20 2sh7mj T. U. 269 Justitia 16 42.3 -11 49 924 Toni 16 43.2 - 9 3

31 9 8 8

I 1

2 1

6417-1 1mo 10.3-11.6 I 2.6-1 2.9 8.6- I 0.3

9.7-1 I .3 8.7-11.5

8.89 ( 5 . 5 ) (5.5) 6.55 3.39

, 4.03

I .05-I. 37 I .67-I. 79 1.87-1.88

1.0 5-1.30 1.14-1.41

2.68-3.5 I

3lo 32" '5" 310 I 16 414

Gr. 0 - C 13111 +2m8 - 8' 13.0 +3.3 -30 13.2 +0.7 - 8 11.6 + I . I o

13.0 -0.1 - I

10.4 -0.5 + 3

13.0 +3.4 -30 11.8 + I . I 0

13.3 +2.8 - 9

11.2 +0.8 - 3 12.5 -0.3 o 12.7 + I . I - I

12.3 +0.3 - 2

L. VoZta. u