127. Ueber die nächste Wiedererscheinung d. Halley’schen Kometen im Jahre 1835. 447 
damaligen Lage gegen Erde und Sonne erklären, ohne auf eine wirkliche 
Abnahme des Kometen schliessen zu müssen. Wir wissen vielleicht 
nur nicht, wo die Kometen ihren im Perihel erlittenen Verlust auf 
ihrer weiten Reise wieder ersetzen. 
Anführen muss ich jedoch, dass Messier, der jeden Kometen so 
lange als möglich zu verfolgen suchte, 1759 seine Beobachtungen des 
HALLEY’schen Kometen schon am 4. Junius aufzugeben genöthigt war, 
wie der Abstand des Kometen von der Sonne etwa = 1,68, von der 
Erde = 1,42 war. Es ist nicht zu leugnen, dass, der gewöhnlichen 
Theorie nach, dieser Komet im Februar und März 1835 vier bis fünf 
Mal weniger hell, und einige 30 Mal weniger lichtstark sein wird, 
als er am 4. Junius 1759 war. Aber damals ging der Komet fast 
noch in der Abenddämmerung unter, und stand wenigstens, wenn diese 
hinreichend geschwächt war, schon sehr niedrig und dem Horizont 
nahe; auch wandte Messier nur SehWerkzeuge gewöhnlicher Art an, 
da man hingegen 1835 im März nach völlig geendigter Abenddämmerung 
noch hoch am Himmel den Kometen mit viel lichtstärkeren Achromaten 
oder Spiegelteleskopen aufsuchen kann. Dass auch der HALLEY’sche 
Komet, wie es nun nach den Erfahrungen von 1822 und 1832 bei dem 
ENCKE’schen Kometen unwidersprechlich der Fall ist, vor dem Perihel 
in weit grösseren Abständen von der Sonne und der Erde sichtbar 
sein werde, als nach derselben, wage ich indessen nicht zu behaupten. ’) 
x ) Diese höchst merkwürdige und auffallende Eigenschaft des ENCKE’schen 
Kometen ist, so viel ich weiss, bisher noch nicht hinreichend herausgehoben worden. 
Die Lichtstärke eines himmlischen, nicht selbstleuchtenden Gegenstandes ist der 
M 
Theorie nach = z, wenn JR und D die Abstände von Sonne und Erde bedeuten, 
xl" JJ~ 
und M von der eigentümlichen Grösse und Beschaffenheit des Gegenstandes abhängt. 
Ist M unveränderlich, so ist die Lichtstärke blos im Verhältniss von C — * 
Pons entdeckte den Kometen von 1818, wie C— 0,986 war. Später, wie Encke 
seinen Ort vorher berechnet hatte, konnte man ihn 1825 und 1828 bei einem noch 
viel kleineren C finden. Bei seiner Entdeckung 1805 war C = 7,26, und da ward 
er mit blossen Augen gesehen und einem Stern 4. Grösse gleich geschätzt. Hingegen 
nach dem Perihel verschwand er Rümker 1822, wie C = 15,18 war. Eben dies C 
war bei seiner Auffindung 1832 — 12,12, wo ihn doch beide Beobachter, Henderson 
und Mossotti als sehr lichtschwach beschreiben, und er entzog sich Henderson’s 
Augen und Fernrohr, wie C noch = 7,97, also grösser als 1805 war, als er die Licht 
stärke eines Sternes 4. Grösse hatte. Es scheint, dass die Einwirkung der Sonnen 
strahlen, wenn er dieser näher kommt, den leichten Dunst, woraus dieser Komet ganz 
zu bestehen scheint, so sehr ausdehnt, dass die äusseren Tlieile ganz unsichtbar, und 
auch die dem Schwerpunkte näheren Tlieile wenig geschickt werden, Sonnenlicht 
zurückzu werfen, und dass der Komet bei seiner Wiederentfernung von der Sonne, 
sich erst langsam wieder zusammenziehen, und seine zerstreuten Bestandtheile wieder 
einsammeln kann.