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vorlag von Jiihwt Springor in B«rhn.
MLHELM OLBEES
SEIN LEBEN UND SEINE WERKE
m AUFTRAGE DER NACHKOMMEN HERAUSGEGEBEN
De. C. SCHILLING
ERSTER BAND
GESAMMELTE WERKE
JUT DEM BILDXISS ^\TLHELM OLBEES'
<*
1
BERLIN
VERLAG VON JULIUS SPRINGER
1894
Alle Rechte vorbehalten.
3
Dnick von Oscar Brandslcllpr in I^ipzig.
Vorrede.
In dem Werke, dessen erster Band vorliegt, stellt der Herausgeber
sich die Aufgabe, ein Bild des ilannes zu geben, der an der Wende des
letzten Jahrhunderts als der Mittelpunkt des geistigen Lebens auf dem
Gebiete der Astronomie gelten darf, der einem Bessel die Wege zu
seiner ruhmvollen Thätigkeit ebnete und Gauss als den hervorragenden
Gelehrten zuerst neidlos anerkannte.
Unter den Astronomen der letzten Jahrzehnte des vorigen Jahr-
hunderts war Olbees, der in der Astronomie nur die Erholung von der
anstrengenden ärztliclien Thätigkeit suchte, ohne Zweifel in Deutsch-
land der bedeutendste. Neben der hervorragenden Kenntniss des ge-
stirnten Himmels zeichnete ihn ein umfangreiches Wissen in allen
physischen und physikalischen Di.sciplinen aus. Und ihm war zudem
die Gabe eigen, die astronomischen Ergebnisse seines Denkens in einer
Foim darzustellen, die auch jedem Liebhaber der Sternen weit zugängig
und verständlich war. Und so sind die zahlreichen, durchdachten und
formvollendet geschriebenen Abhandlungen Olbees' noch heute nicht
nur für den Astronomen von Fach, sondern zumeist auch für den Freund
der Astronomie eine werthvolle und anregende Quelle des Studiums.
Bei der Herausgabe der gesammelten Werke musste die Frage auf-
geworfen werden, ob es nicht angezeigt gewesen wäre, nur eine Aus-
wahl derjenigen Arbeiten zu geben, die ein allgemeineres Interesse
beanspruchen konnten, und besonders die zahlreichen Mittheilungen über
die Beobachtungen von Kometen und Planeten fort zu lassen. Aber
die Wahrnehmung, dass diese Beobachtungsreihen in einer grossen An-
zahl von schwer zugänglichen Zeitschriften zerstreut und oft mit treffen-
den Bemerkungen über die einzelnen Gestirne, über die Methode der
Beobachtung, über die Natur der Sternen weit verbunden sind, und der
mehrfach ausgesprochene Wunsch der Astronomen machten es dem
Herausgeber zur Pflicht, das ganze Material ziisammen zu tragen, auch
auf die Gefahr hin, dass ein Liebhaber astronomischer Lektüre nicht
IV Vorrede.
das ganze Werk durchzuselien Lust oder Freude haben sollte. Der
Umfang dieses Bandes wird andererseits ein Bild von der grossen
Arbeitskraft des Mannes geben, der neben der anstrengenden Thätigkeit
des Berufes als Arzt, neben einer umfangreichen wissenschaftlichen
Korrespondenz mit der ganzen astronomischen Welt Zeit und Kraft sich
und der Natur abrang, um bis in das hohe Alter seiner Lieblings-
wissenschaft nachzugehen und in ihr Grosses zu leisten.
Der zweite Band wird den Briefwechsel zwischen Gauss und Olbees,
soweit er für die Entwicklung der Wissenschaft von Bedeutung ist,
bringen; die Königliche Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen hat
das ihr gehörige Material dazu gütigst zur Verfügung gestellt.
Der dritte Band soll dann aus der grossen Zahl vorliegender Briefe
Olbeks' und von Zeitgenossen an Olbees ein Lebensbild des Gelehrten
und des Menschen hinzufügen.
Die Veröffentlichung erfolgt im Auftrage der in Bremen lebenden
Nachkommen Olbers', die dem Andenken ihres Vorfahren die verdiente
Anerkennung zollen, den Astronomen eine hoffentlich freundlich auf-
genommene Gabe bieten wollen.
Für die Herausgabe des Werkes hatten sich noch besonders die
leider inzwischen verstorbenen Herren Geheimrath 8chünfp;ivD in Bonn
und Ministerresident a. D. Hekjiann A. Schumachee in Bremen inter-
essirt. Freundliche Hülfe bei der Veröffentlichung hat der Herausgeber
seitens der Herren Gelieimrath E. Schering und Professor W. Scm-i!
in Göttingen gefunden; er ist ihnen zu herzlichem Dank verpflichtet.
Dem Herrn Verleger dankt der Herausgeber für die reiche Aus-
stattung des Werkes, das durch das schöne Bild Olbees' einen hervor-
ragenden Schmuck erhalten hat.
Bremen, im Juni 1804.
Dr. C. Schilling.
Inhaltsverzeichniss.
No. Seite
Abliandlungen.
1. Ueber die leicliteste und bequemste Methode, die Bahn eines Kometen
zu berechnen 3
la. Ueber die zweckmässigste Art, bei der Berechnung einer Kometen-
bahn die Versuche anzustellen 66
2. Bemerkung über die Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen 76
3. Ueber die Verbesserung einer schon beiläufig bekannten Kometenbahn 78
4. Ueber die Wahrscheinlichkeit, einen Kometen vor der Sonne
zu sehen 83
5. Einige Bemerkungen über die Aufsuchung der Kometen .... 86
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusammen-
stossen könne 92
7. Einige Bemerkungen über das Licht der Kometen 115
8. Mars und Aldebaran am 23. Februar 1801 122
9. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums 133
10. Ueber den Einfluss des Mondes auf die Witteraug 141
11. Ueber die vom Himmel gefallenen Steine 147
12. Die Sternschnuppen 155
13. Ueber die neueren Sternbilder 174
Persönliches.
14. Aus „Imposture astronomique grossiere du Chevalier D'Angos" . 185
15. Eettung eines Astronomen von einem ihm angeschuldigten schweren
Verbrechen 189
16. Ueber Kmeth's Beschuldigung gegen Pasquich 192
17. Ttcho De Bbahe als Homöopath 193
18. Ueber den Erfinder der Fernröhre 195
19. Materialien zu einer Lebensbeschreibung der beiden Astronomen David
und Johannes Fabkicius 200
20. Vermischte Bemerkungen 211
21. Astronomische Bemerkungen 212
VI Inhaltsverzeichniss.
Ko. i^eite
Kometen.
22. Ueber den von Aman im Jahre 1533 beobachteten Kometen . . 217
23. Ueber den Kometen von 1558 221
24. Ueber den Kometen von 1618 227
25. Ueber einen im Jahre 1()25 erschienenen Kometen 229
26. Ueber einen im Jahre 1639 erschienenen Kometen 231
27. Ueber den ersten Kometen von 174:3 233
28. Untersuchung der Bahn des dritten Kometen von 1759 .... 237
29. Ueber den ersten Kcmeton von 1780 239
30. Ueber den auf 1789 erwarteten Kometen 246
31. Ueber den Kometen von 1795 259
32. Comete Periodiqne qui a parue en 1818—1819 262
33. Ueber die im Xovember 1795 und April 1796 erschienenen Kometen 265
34. Mittheilung über Beobachtungen, den Kometen von März bis April 1796
lietreffend ..271
35. Mittheilung, den im August 1797 beobachteten Kometen betretfend 273
36. Ueber den im August 1797 beobachteten Kometen 275
37. Mittheilung über Beobachtungen, den Kometen vom August 1797
betreffend 280
38. Ueber den zweiten Kometen von 1798 281
39. Mittheilnng, die Entdeckung eines Kometen am 8. December 1798
betreffend 286
40. Mittheiluiig über die Kometenatmosphäre und über den zweiten Kometen
von 1798 287
41. Beobachtungen des ersten Kometen im Jahre 1799 und Berechnung
der Elemente seiner Bahn 290
42. Ueber einen neuentdeckten Kometen von 1802 293
43. Ueber den neuen Kometen von 1802 295
44. Entdeckung des (vorigen) Kometen von 1802 297
45. Fortgesetzte Beobachtungen des Kometen von 1802 und vorläufige
Elemente der Bahn desselben 297
46. Entdeckung, Beobachtung und Berechnung der Bahn des Kometen
vom Jahre 1804 298
47. Mittheilung über die Entdeckung eines Kometen am 12. Mära 1804 302
48. Beobachtungen dor beiden im Jalire 1805 crschienciicii Kometen . 302
49. Beobachtungen des Kumeten vim 1807 und Bemerkungen ülier denselben 304
50. Ueber die Wiederauffindung des Kometen von 1807 im November 1808 309
51. Ueber einen neuen im März 1808 entdockten Kometen .... 309
52. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1811 betreffend . 310
53. Ueber den Kometen von 1811 und seine Wiedererscheinung im August 312
54. Ueber den grossen Kometen von 1811 315
55. Uebor die Entdeckung eines neuen Kometen im November 1811;
Berdtachtungen desselben und des grossen Kometen von 1811; Be-
obachtung der Pallas 320
56. Auszug aus einem Schreiben, beide Kometen vom Jahre 1811 betreffend 323
Inhaltsverzeichniss. YXI
No. Seite
57. Ueber den Schweif des grossen Kometen von 1811 324
58. Auszug- aus einem Schreiben, die Kometen von 1812 und 1813
betreffend 335
59. Ueber den zweiten Kometen von 1813 337
60. Astronomische Beobachtungen, Entdeckung des Kometen von 1815;
Beobachtung und Elemente der Bahn desselben 340
61. Mittheilung, die Entdeckung eines Kometen im Perseus im Jahre 1815
betreffend '. 343
62. Ueber den Kometen von 1815 344
63. Komet am 1. November 1817 entdeckt und beobachtet .... 351
64. Aus einem Schreiben an den Direktor der Sternwarte Seeberg, den
Kometen von 1818 betreffend 352
65. Beobachtungen des Kometen von 1818 353
66. Eine merkwürdige astronomische Entdeckung und Beobachtungen des
Kometen vom Juli 1819 356
67. Astronomische Bemerkungen, Beobachtungen des Kometen von 1819,
Elemente seiner Bahn (von Bouvaed und Diecksen) .... 360
68. Extract of a letter from Dr. Olbees of Bremen, dated 29"' November
1819; received ll"" February 1820 361
69. Noch etwas über den grossen Kometen von 1819 und seinen Vorüber-
gang vor der Sonne 363
70. Eurther Eemarks on the Transit of the Comet of 1819 over tho Sun 368
71. Elliptic Elements of Pons' Comet of 1819 368
72. Erste Entdeckung des Kometen von 1821 in Deutschland . . . 369
73. On the Comet discovered in the ConsteUation Pegasus in 1821; and
on the luminous appearance observed on the dark side of the Moon
on February 5"" 1821 370
74. Beobachtung des Kometen von 1821, Elemente der Bahn desselben
und astronomische Nachrichten 372
75. Ueber den Kometen vom Juli 1822 374
76. Ueber den Kometen vom Juli 1822 374
77. Ueber den Kometen vom Juli 1822 376
78. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend 377
79. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend 378
80. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend 380
81. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend 382
82. Auszug aus einem Briefe, den ENCKE'schen Kometen von 1822
betreffend 382
83. Auszug aus einem Schreiben, die Auffindung des ENCKE'schen Kometen
im Jahre 1822 betreffend 384
84. Berichtigung zur vorigen Nummer 385
85. Aus einem Schreiben, die Wiederauffindung des ENCKE'schen Kometen
im Jahre 1822 betreffend 386
86. Brief, den Kometen vom December 1823 betreffend 387
87. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffend 388
YIII Inhaltsverzeicluiiss.
Xo. Seite
88. Auszug aus einem Briefe den Kometen vom December 1823 betreffend 388
89. Auszug ans einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffend 389
90. Auszug aus einem Briefe, den Sclnveif dos Kometen vom December
1823 betreffend 391
91. Auszug aus zwei Briefen, den Kometen vom December 1823 betreffend 392
92. Letzte Beobachtung des Kometen vom December 1823 in Bremen 393
93. Nachricht über einen neuentdeckten Kometen von 1824'. . . . 394
94. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1824 betreffend . 395
95. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen vom Juli 1824 betreffend 396
96. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1824 betreffend . 397
97. Auszug aus zwei Schreiben, den Kometen I von 1825 betreffend . 397
98. Auzug aus einem Briefe, den Kometen I von 1825 betreffend . . 399
99. Beobachtungen und Elemente des im Juni 1825 erschienenen Kometen
und über Lohemann's Mond-Topographie 400
100. Auszug aus einem Briefe, den Kometen IV von 1825 betreffend . 402
101. Berichtigungen (Kometen 1825 und 1792) 403
102. Auszüge aus Briefen, den Kometen IV von 1825 betreffend . . 404
103. Beobachtungen des PoNS-BiEL.\'schen Kometen 1825 (IV), von
Herrn Professor Rümker zu Stargard in Neu-Holland .... 405
104. Auszug aus drei Schreiben, den Kometen V von 1825 betreffend 407
105. Auszug aus zwei Schreiben, den Kometen V von 1825 betreffend 408
106. Elemente der Bahn des August-Kometen von 1825 (II), Beobach-
tungen des im November 1825 (V) im Eridan erschienenen und des
merkwürdigen BiEiA'schen Kometen (1826 I) von kurzer Umlaufs-
zeit, Elemente der Bahn desselben und Bemerkungen über denselben 410
107. Auszug aus zwei Schreiben, den BiELA'schen Kometen von 1826 (I)
betreffend 413
108. Auszug aus zwei Schreiben, den BiELA'schen Kometen von 1826 (I)
betreffend 414
109. Auszug aus einem Schreiben, den BiELA'schen Kometen von 1826 (I)
betreffend 416
110. Auszug aus einem Schreiben, den von PoNS am 7. August ent-
deckten Kometen von 1826 betreffend 416
111. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen III V(in 1826 betreffend 417
112. Auszug aus einem Schreiben, den von Pons am 22. Oktober ent-
deckten Kometen IV von 1826 betreffend 417
113. Auszug aus einem Schreiben, die vermuthete Identität des Kometen II
viin 1827 und Kometen I von 1780 betreffend 419
114. üeber die Wiedererscheinung des ENCKE'schen Kometen im Jahre 1828 419
115. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen II von 1827 und den
ExcKE'schen Kometen von 1828 betreffend 420
116. Auszug aus einem Schreiben, den ENCKE'schen Kometen von 1828
betreffend 422
117. Auszug aus einem Briefe, den ENCKE'schen Kometen von 1828
betreffend 424
Inhaltsverzeichniss. IX
So. Seite
118. Extract of a letter from Dr. Olbeks to J. F. W. Hekschel Esq.,
President of the Society 425
119. Auszug eines Schreibens, den Kometen von 1830 betreffend . . 427
120. Zwei Schreiben, den Kometen von 1830 betreffend 428
121. Aus einem Schreiben, den Kometen von 1830 betreffend . . . 429
122. Aus einem Schreiben, den von Gajibart am 19. Juli 1832 ent-
deckten Kometen betreffend 430
123. Auszug aus einem Schreiben, den ExCKE'schen Kometen von 1832
betreffend 430
124. lieber den BiELA'schen Kometen bei seiaer nächsten Wiederkunft
im Jahre 1832 431
125. lieber die Wiedererscheinung der beiden Kometen von kurzer Tm-
laufszeit im Jahre 1832 435
126. Einige Bemerkungen über den berühmten HALLEY'schen Kometen 439
127. üeber die nächste Wiedererscheinung des HALLEY'schen Kometen
im Jahre 1835 444
128. Auszug aus einem Schreiben, den HALLEY'schen Kometen betreffend 451
129. Schreiben, den HALLEY'schen Kometen von 1835 betreffend . . 452
130. Auszug aus einem Briefe, den Kometen von 1808 betreffend . . 453
131. lieber anomale Kometenschweife 456
Planeten.
132. Ueber die erste Entdeckung der Ceres 461
133. Die Wiederauffindung des neuen Planeten Ceres und Beobachtungen
derselben 466
134. Mittheüung über die Wiederauffindung der Ceres am 1. Januar 1802 469
135. Ueber die Wiederauffindung der Ceres 470
136. Entdeckung eines beweglichen Sterns, den man gleichfalls für einen
zwischen Mars und Jupiter sich aufhaltenden planetarischen Körper
halten kann, nebst dessen Beobachtungen und Berechnungen . . 472
187. Mittheüung, die Entdeckung eines zweiten kleinen Planeten nahe
der Ceres am 28. März 1802 betreffend 481
138. Ueber die Entdeckung der PaUas 482
139. Ueber die PaUas im Jahre 1802 483
140. Astronomische Nachrichten und die Beobachtungen der Pallas vom
22. Februar 1803 an 485
141. Ueber die Pallas im Jahre 1803 487
142. Beobachtungen der Pallas im August, September und Oktober 1803
und im Mai, Juni mid Juli 1804, nebst Bedeckung der Plejaden
den 31. Oktober 1803 489
143. Entdeckung eines neuen Wandelsternes [der Juno] 491
144. Ueber die Entdeckung der Juno 492
145. Beobachtungen der Juno und Pallas, Bemerkungen über die neuen
Planeten 494
X Inhaltsverzeichniss.
So. ^''9
146. Entdeckung und Beobachtung eines vierten neuen Planeten zwischen
Mars und Jupiter 497
147. Ueber den ]^anien der A'esta 502
148. Ueber eine merkwürdige astronomische Entdeckung des Oberamtmanns
ScHBöTER und die Bedeckung des Jupiters im Jahre 755 . . . 503
149. Bedeckung des Uranus vom Monde am 6. August 1824 . . . 505
150. Schreibon, die Excentricität der Saturnringe betreffend .... 507
151. Excentricität des Satums in seinem Kinge 507
152. Auszug ans einem Schreiben, die Planetenmasse betreffend . . . 511
153. Ueber Herrn Professor Aikt's neue Bestinnnung der Jupitermasse 512
Abhandinngen. Fixisterne. Xobclflocko, Sternsehnnppen, Sonne
lind Mond betreffend.
154. Xoch etwas über den Ludwigs-Stern 523
155. Auszug aus einem Schreiben, den von Cäcciatoee gefundenen
Nebelfleck betreffend 525
156. Schreiben, die Beobachtung eines Sternes in der Jungfrau betreffend 526
157. Ueber den veränderlichen Stern im Halse des Schwans .... 528
158. Noch etwas über den veränderlichen Steni pjBayeri im Schwan, nebst
einigen Beobachtungen über Variabilis Hydrae 539
159. Auszug aus einem Schreiben, die am 26. September 1829 beobachtete
Feuerkugel betreffend 553
160. Noch etwas über die am 26. September 1829 gesehene Feuerkugel 554
161. Die Sternschnuppen im August 1837 558
162. November-Beobachtungen von Sternschnuppen 1838 in Bremen . 566
163. Sternschnuppen-Beobachtung im August 1839 569
164. Anzeige der Observations of Nebulae and Clusters of Stars; made
at Slongh with a twentv feet Keflector between the years 1825 and
1833 by Sir J. F. W. Herschel, Kn. Guelp etc. From the Pliilos.
Transactions London 1833 570
165. Beobachtung der Sonnenfinstemiss vom 7. September, der Bedeckung
der Plejaden vom 29. August 1820 574
166. Mittheilung, eine Erscheinung am dunklen Theile der Mondober-
fläche betreffend 575
167. Auszug aus einem Schreiben, die Mondfinsteniiss am 3. November
1827 betreffend 578
IJenierkunKcn niatkcmntiselien. ast nmomisclien und geogra-
pliiisclien Inhaltes.
168. Anmerkungen über ein paar Vorschläge des Herrn Inspektor
KÖULER 581
169. Beitrag zu der Lehre von Dreiecks-Auflösung ohne logaritbmische
Tafeln 584
J]
Ko.
170.
171.
172.
173.
174.
175.
176.
177.
Inhaltsverzeichniss. jj
Seite
Ueber eine LEXELL'sche Formel, Bedeckung jiSl vom Mond den
6. Mai 1808 535
Parallaxen-Eechnung ohne vorhergehende Berechnung des Nona-
gesimus 537
Noch Etwas über die Parallaxen-Eechnung 592
Eine astronomische Bemerkung 599
Den Ort eines Gestirns aus beobachteten Alignements zu finden . 599
Geographische Bestimmung von Rehburg 602
Geographische Lage von Bremen 604
Auszug aus einem Briefe, die Länge und Breite Bremens betreffend 607
Vermischtes in Briefen.
178. Ueber die Abweichung fallender Kürper vom Loth wegen der Eotation
der Erde 611
179. Auszug aus einem Schreiben, Bemerkungen über den Kometen von
1797, das Kreismikrometer, und anderes enthaltend 618
180. Aus einem Schreiben, den Mars und trigonometrische Messungen
im Bremer Gebiet betreffend 619
181. Aus zwei Schreiben, Hesse's Tod, Schböter's Beobachtungen des
Mars und den Kometen vom December 1798 betreffend .... 621
182. Aus mehreren Briefen, den Kometen vom December 1798 und
trigonometrische Messungen im Bremer Gebiet betreffend . . . 622
183. Auszug aus einem Schreiben, den Kometen vom December 1798
betreffend 628
184. Aus einem Schreiben, den Kometen von 1780 und anderes betreffend 629
185. Aus mehreren Briefen, die anziehende Kraft der Weltkörper, Aberra-
tion der Nebelstenie, den Kometen vom August 1799 betreffend . 630
186. Aus mehreren Briefen, den Kometen von 1799 betreffend . . . 633
187. Aus mehreren Schreiben, den Kometen von 1799 und Fixstem-
bedeckungen betreffend 636
188. Astronomische Beobachtungen und Bemerkungen 639
189. Aus mehreren Schreiben, Schkötee's Tod und anderes betreffend 641
190. Astronomische Nachrichten und Bemerkungen 643
191. Einige literarisch-astronomische Bemerkungen 645
192. Vermischte astronomische Bemerkungen 650
193. Auszug aus einem Schreiben, verschiedene Kometen betreffend . . 652
194. Vermischte astronomische Bemerkungen aus mehreren Schreiben an
Gruithüisen 653
195. Vermischte astronomische Bemerkungen aus mehreren Schreiben an
GBUiTHtnsEN 657
196. Ueber die Rotation der Ringe des Satums 660
197. Aus einem Schreiben an Gkuithuisen 663
198. Vermischte astronomische Mittheilungen aus zwei Schreiben an
GETTITHtriSEN 664
XII luhaltsverzeichniss.
199. Vermischte astronomische Mittheiluiigen aus mehreren Schreihcn au
Grothtisen 666
200. Die beiden letzten Schreiben Olbers' an Geuithuisen . . . 670
Anhang. Abliandhingen uiedicinisehen Inhaltes.
201. Erklärung über die in Bremen durch den sogenannten Magnetismus
vorgenommenen Kuren 675
202. Abermalige Erklärung über die in Bremen durch den sogenannten
Magnetismus vorgenommenen Kuren 685
t
II
Verzeicliniss der Abhandlungen
geordnet iiacli den Zeitscliriften.
A. J.
Seite
1789
180
1799
100
1800
126
1800
210
1801
163
1802
195
1803
101
1804
172
1804
208
1805
98
1. Als selbstständiges Werk herausgegeben.
1797 lieber die leichteste imd bequemste Methode, die Bahn eines Kometen
zu berechnen 3
2. Bode's Astronomische Jahrbücher.
Seite
Anmerliungen über ein paar Vorschläge des Herrn Inspektor Köhler 581
Ueber die im November 1795 und April 1796 erschienenen Kometen 265
Ueber den von Apian im Jahre 1533 beobachteten Kometen . . . 217
Astronomische Beobachtungen und Bemerkungen 639
Ueber den im August 1797 beobachteten Kometen 275
Ueber den zweiten Kometen von 1798 281
Beobachtungen des ersten Kometen im Jahre 1799 und Berechnung
der Elemente seiner Bahn 290
Ueber den ersten Kometen von 1780 239
Ueber die Wahrscheinlichkeit, einen Kometen vor der Sonne zu sehen 83
Die Wiederauffindung des neuen Planeten Ceres und Beobachtungen
derselben 466
1805 102 Entdeckung eines beweglichen Sterns, den mau gleichfalls für einen
zwischen Mars und Jupiter sich aufhaltenden planetarischen Körper
halten kann, nebst dessen Beobachtungen und Berechnungen . . 472
1805 232 Entdeckung des Kometen von 1802 297
1805 247 Fortgesetzte Beobachtungen des Kometen von 1802 und vorläufige
Elemente der Bahn desselben 297
1806 175 Astronomische Nachrichten und die Beobachtungen der Pallas vom
22. Februar 1803 au 485
1807 213 Beobachtungen der Pallas im August, September und Oktober 1803
tmd im Mai, Juni und Juli 1804, nebst Bedeckung der Plejaden
den 31. Oktober 1803 489
1807 229 Entdeckung, Beobachtung und Berechnung der Bahn des Kometen
vom Jahre 1804 298
1807 245 Entdeckung eines neuen Wandelsternes [der Juno] 491
1808 179 Beobachtungen der Juno und Pallas, Bemerkungen über die neuen
Planeten" 494
1808 182 Ueber eine LEXELL'sche Formel, Bedeckung jrfl, vom Mond den
6. Mai 1808 585
1808 196 Parallaxen-Rechnung ohne vorherige Berechnung des Nonagesimus 587
1809 134 Beobachtungen der beiden im Jahre 1805 erschienenen Kometen . 302
A. J.
Stiti'
1809
193
1809
240
1810
194
1810
261
1811
95
1811
119
1811
215
1812
256
1813
256
1814
169
1814
242
XIV Verzeicliniss der Abhandlungen.
Seile
Bemeikuug über die Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen 76
Einige Bemerkungen über die Aufsuchung der Kometeu .... 86
Entdeckung und Beobachtung eines vierten neuen Planeten zwischen
Mars und Jupiter 497
Eine astronomische Bemerkung 599
Noch etwas über die Parallaxen-Kechnung 592
Beobachtungen des Kometen von 1807 und Bemerkungen über denselben 304
üeber einen neuen im März 180S entdeckten Kometen 309
TJeber die Wiederauffindung des Kometen von 1807 im November 1808 309
Vermischte Bemerkungen 211
üeber den Kometen von 1795 259
Ueber den Kometen vom Jahre 1811 und seine AViedererscheinung
im August 312
1815 118 Ueber die Entdeckung eines neuen Kometen im November 1811;
Beobachtungen desselben und des grossen Kometen von 1811;
Beobachtung der Pallas 320
Ueber den zweiten Kometen von 1813 337
Ueber den Kometen von 1558 221
Astronomische Beobachtungen, Entdeckung des Kometen von 1815;
Beobachtung und Elemente der Bahn desselben 340
Ueber den Kometen von 1815 344
Einige Bemerkungen über das Licht der Kometen 115
Ueber die Verbesserung einer schon beiläufig bekannten Kometenbahn 78
Aus mehreren Schreiben, Schrötkr's Tod und anderes betreffend . 641
Komet am 1. November 1817 entdeckt und beobachtet 351
Beobachtungen des Kometen von 1818 353
Eine merkwürdige astiouomische Entdeckung >ind Beobachtungen
des Kometen vom Juli 1819 356
1822 229 Astronomische Benurkungeu, Beobachtungen des Kometen von 1819,
Elemente seiner Bahn (von Botv.vrd und Dirckskn) 360
1822 231 Den Ort eines Gestirns aus beobachteten Alignements zu finden . 599
1823 133 Noch etwas über den grossen Kometen von 1819 und seinen Vorüber-
gang vor der Sonne 363
1824 97 Beobachtung der Sonnenfinsterniss vom 7. September, der Bedeckung
der l'le.jaden vom 29. August 1820 574
1824 99 Erste Entdeckung des Kometen von 1821 in Deutschland .... 369
1824 173 Beobachtung des Kometen von 1821, Elemente der Bahn desselben
und astronomische Nachrichten 372
1824 228 Astronomische Bemerkungen (8. August 1821) 212
1825 143 Geographische Lage von Bremen 604
1826 110 Ueber die Durchsi(Oitigkcit des Weltraums 133
1826 157 Aus einem Schreiben, die Wiederauffindung des ENCKE'schen Kometen
im Jalire 1822 betreffend 386
1827 184 Astronomische Nachrichten und Bemerkungen (21. Juli 1824) . . 643
1828 144 Einige I!cnierkun}j:en Über den borülimten Hai.ley'scIumi Kometen 439
1828 150 Beobachtungi-n und Elemente des im Juni ls25 erschienenen Kometen
und über Loiirmann's Mond-Toi)ograpbie 400
1829 120 Elimente der Bahn des August-Kometen von 1825 (II), Beobach-
funü'cn des im November 1825 (V) im Eridan erschienenen und
des merkwürdigen Biela 'sehen Kometen (1826 I) von kurzer Um-
lanfszeit, Elemente der Bahn desselben und Bemerkungen über
denselben 410
1829 135 Untersuchung der Bahn des dritten Kometen von 1759 .... 237
1829 142 Beobachtungen des Ponk-Biela 'sehen Kometen 1825 (IV), von Herni
Professor Rlmkeu zu Stargard in Neu-Holland 405
1817
97
1817
176
1818
152
1818
218
1819
190
1820
216
1820
242
1821
143
1821
145
1822
175
Verzeichniss der Abliandluugeii. Xy
Seite
3. Berliner astronomisches Jalirbucb.
Seite
1833 251 Ueber die zweckmässigste Art, bei der Bereclinimg' einer Kometen-
bahn die Versuche anzustellen 66
4. Hindenburg's Magazin für reine und angewandte Matliematili.
Äla^'az, Seite
1787 430 lieber den auf 1789 erwarteten Kometen 246
5. T. Zacli's Allgemeine geographische Ephemeriden.
Ba. Seite
I 866 Auszug aus einem Schreiben, Bemerkungen über den Kometen
von 1797, das Kreismikrometer, und anderes enthaltend . . . 618
n 267 Aus einem Schreiben, den Mars und trigonometrische Messimgen
im Bremer Gebiet betreffend 619
III 113 Aus zwei Schreiben, Hesse's Tod, Schröter's Beobachtungen
des Mars und den Kometen vom December 1798 betreffend . . 621
III 309 Aus mehreren Briefen, den Kometen vom December 1798 und
trigonometrische Messungen im Bremer Gebiet betreffend . . 622
ITT 537 Aixszug aus einem Schreiben, den Kometen vom December 1798
betreffend 628
rV 49 Aus einem Sehreiben, den Kometen von 1780 und anderes betreffend 629
IV 268 Aus melii'eren Briefen, die anziehende Kraft der Weltkürper, AbeiTa-
tion der Nebelstenie, den Kometen vom August 1799 betreffend 630
IV 349 Aus mehreren Briefen, den Kometen von 1799 betreffend . . . 633
IV 447 Aus mehreren Schreiben, den Kometen von 1799 und Fixstern-
bedeckungen betreffend 636
6. V. Zach's Monatliche Korrespondenz.
Bd. Seite
I 574 Ueber eine merkwüi-dige astronomische Entdeckung des Oberamt-
manns ScHKÖTER und die Bedeckung des Jupiters im Jahre 755 508
IV 54 Ueber die erste Entdeckung der Ceres 461
V 177, 181 Ueber die WiederaufUndung der Ceres 470
V 481 Ueber die Entdeckung der Pallas 482
VI 87 Ueber die Pallas im .Jahre 1802 488
VI 373 GeogTapliische Bestimmung von Eehbiu'g' 602
VI 376 Ueber einen neu entdeckten Kometen von 1»02 293
VI 506 Ueber den neuen Kometen von 1802 295
VII 148 Ueber die vom Himmel gefalleneu Steine 147
VII 370, 373, 558. Ueber die Pallas im Jahre 1803 487
VIII 293 Mars und Aldebaran am 23. Februar 1801 122
VUI 528 Noch etwas über den Ludwigs-Stem 523
X 371, 468. Ueber die Entdeckung der Juno 492
XV 507 Ueber den Namen der Vesta ö02
XVI 539 Beitrag zu der Lehre von Dreiecks-Auflösung ohne logarith-
mische Tafeln 584
XXn 393 Auszug aus einem Sehreiben, die Planetenmasse betreffend . . 511
XXn 409 Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusammen-
stossen könne ""
XXrV 95 Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1811 betreffend 310
XXrV 301 Ueber den grossen Kometen von 1811 315
XXV 3 Ueber den Schweif des grossen Kometen von 1811 324
XXV 98 Auszug aus einemSchi-eiben,beideKometeuvom.Jahrel811 betreffend 323
XXVn 290 Auszug aus einem Schreiben, die Kometen von 1812 und 1813
betreffend '^35
\^Yj Yerzeichuiss der Aliliaiullungeu.
7. V. Zach, Correspondaiiee astrouomüiue.
Bd. JH'ilo
II 600 Cometc Periodiquc qni a panie en 1818—1819 262
IV 456 Alis „Impostui-e astronoraiiiue grossiere du Chevalier D'Akgos" . . 185
IV 475 Ueber den Kometen von 1618 227
S. V. Lindenaii und Bohnenberger, Zeitschrift für Astronomie.
Bd. f?eiic
I 128 Einige literarisch-astronomische Bemerkungen 645
II 181 Ueber den veränderlichen Stern im Halse des Schwans 528
V 152 Aus einem Schreiben au den Direktor der Sternwarte Seeberg, den
Kometen von 1818 betreffend 352
V 234 Ueber den Einfluss des Mondes auf die Witterung 141
9. Sclinmacher's Astronomische Nachrichten.
Rettimg eines Astronomen von einem ihm angeschuldigten schweren
Verbrechen 189
Auszug aus einem Briefe, den ENfKEschen Kometen von 1822 betreffend 382
Auszug aus einem Briefe, die Länge und Breite Bremens betreffend 607
Ueber den Kometen vom Juli l.S'22 374
Auszug aus einem Briefe, den Kometen von 1808 betreffend . . . 453
Ueber den Kometen vom Juli 1822 374
Ueber den Kometen vom Juli 1822 376 .
Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend . 377
Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend . 378
Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend . 380
Auszng aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend . 382
Auszug aus einem Schreiben, die Auffindung des ENCKE'schen Kometen
im Jahre 1822 betreff'end 384
Berichtigung zur vorigen Nummer 385
Ueber einen im Jahre 1625 erschienenen Kometen 229
Ueber den ersten Kometen von 1743 283
zu No. 48 Brief, den Kometen vom December 1823 betreffend . . 387
Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffend 388
Auszug ans einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffeifil 388
Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffend 389
Auszug aus einem Briefe, den Schweif des Kometen vom December
1828 betreffend 391
Auszug aus zwei Briefen, den Kometen vom December 1823 betreffend 392
Ueber Kmf.tii's Bestdiuldigung gegen Pasquicii 192
Letzte Beobachtung des Kometen vom December 1823 in Bremen . 398
Bedeckung des Uranus vom Monde am Ct. August 1824 505
Nachricht über einen neuentdeckten Kometen von 1824 394
Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1824 betreffend . . 895
Auszug aus einem Schreiben, den Kometen vom Juli 1824 betreffend 896
Auszug aus einem Schreiben, den Kometen von 1824 betreffend . . 897
Auszug ans zwei Sehreiben, den Kometen I von 1825 betreffend . . 397
Auszug aus einem Briefe, den Kometen I von 1825 betreffend . . 399
An.szug aus einem Briefe, den Kometen IV von 1825 betreffend . . 402
Berichtigungen (Kometen 1825 und 1792) 408
Anszug aus drei Schreiben, den Kometen V vim 1825 betreffend . . 407
Auszug ans zwei Schreiben, den Kometen V von 1825 betreffend . 408
518 Auszug aus zwei Schreiben, den BiEi.A'scheu Kometen V(in
1826 (I) betreffend 414
Bd.
Seite
I
10
I
167
I
239
I
307
I
307
I
339
I
847
I
365
I
367
I
395
I
421
u
1
II
79
11
101
II
377
II
Cirk
11
469
11
479
111
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III
45
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78
III
8tt
III
207
III
241
III
286
III
343
III
367
IV
155
IV
167
IV
222
IV
223
IV
371
IV
445
IV
501,
V
265
V
283
V
407
n
129
Verzeichniss der Abhandlungen. XVII
Bd. Seilo Seite
IV 517 Aiisznff aiis zwei Schreiben, den BiELA'schen Kometen von 1826 (I)
betreffend 413
IV 517 Auszug ans einem Schreiben, den BiELA'schen Kometen von 1826 (I)
betreffend 416
V 121 Auszug- aus einem Schreiben, deu von Cacciatore gefundenen
Nebelfleck betreffend 525
V 243 Auszug- aus einem Schreiben, den von Pons am 22. Oktober ent-
deckten Kometen IV von 1826 betreffend 417
Auszüge aus Briefen, den Kometen IV von 1825 betreffend . . 404
Auszug- aus einem Schreiben, den von Pons am 7. August ent-
deckten Kometen von 1826 betreffend 416
Auszug aus einem Schreiben, den Kometen III von 1826 betreffend 417
Auszug aus einem Schreiben, die Mondfinsterniss am 3. November
1827 betreffend 578
VI 14.") Auszug aus einem Schreiben, die vermuthete Identität des Kometen II
von 1827 und Kometen I von 1780 betreffend 419
VI 155 lieber den BiELA'schen Kometen bei seiner nächsten Wiederkunft
im Jahre 1832 431
VII 50 lieber dieWiedererscheinung des ENCKE'scheu Kometen im Jahre 1828 419
VU 61 Auszug aus einem Schreiben, den Kometen 11 von 1827 und den
EscKE'schen Kometen von 1828 betreffend 420
VII 105 Auszug aus einem Schreiben, den ExcKE'schen Kometen von 1828
betreffend 422
VII 105 Auszug aus einem Briefe, den ENCKE'schen Kometen von 1828
betreffend 424
VIII 15 Auszug aus einem Schreiben, die am 26. September 1829 beobachtete
Feuerkugel betreffend 553
lieber einen im Jahre 1639 erschienenen Kometen 231
Noch etwas über die am 26. September 1829 gesehene Feuerkugel 554
Auszug eines Schreibens, den Kometen von 1830 betreffend . . 427
Zwei Schreiben, den Kometen von 1830 betreffend 428
Aus einem Schreiben, den Kometen von 1830 betreffend .... 429
Ueber anomale Kometenschweife 456
Aus einem Schreiben, den von Gambakt am 19. Juli 1832 entdeckten
Kometen betreffend 430
X 253 Auszug aus einem Schreiben, den ENCKE'schen Kometen von 1832
betreffend 430
X 381 Auszug aus einem Schreiben, verschiedene Kometen betreffend . 265
XI 373 Anzeige der Observations of Nebnlae and Clusters of Stars, made
at Slough with a twenty feet Reflector between the years 1825
and 1833 by Sir J. F. W. Hekschel, Kn. Guelp etc. Fi-om the
Philos. Transactions London 1833 570
XII 57 Ueber die nächste Wiedererscheinung des HALLEv'schen Kometen
im Jahre 1835 444
XII 317 Auszug- aus einem Schreiben, den HALLEv'schen Kometen be-
treffend 451
Schreiben, den HALLEY'schen Kometen von 1835 betreffend . . 452
Schreiben, die Excentricität der Saturnringe betreffend .... 507
Schreiben, die Beobachtimg eines Sternes in der Jungfrau be-
treffend 526
November-Beobachtungen von Sternschnuppen 1838 in Bremen . 566
Sternschnuppen-Beobachtung im August 1839 569
Materialien zu einer Lebensbeschreibimg der beiden Astronomen
David und Johannes Fabricius 200
n
VIII
57
VIII
159
VIII
253
vm
255
vin
285
VIII
469
X
227
XIII
7
XIII
47
XIII
337
XVI
177
XVI
385
XXXI
129
01b
>rs I
XVni Verzeiclmiss der Abhandlungen.
Seite
10. Ilardiu^'s kleine astronomisclie Ephenierideu.
Seite
1832 94 Ueber die Wiedererscheinung der beiden Kometen von kurzer Um-
laufszeit im Jahre 18:i2 435
1834 122 Ueber Herrn Professor Airy"s neue Bestimmung der .Tupitermasse 512
1835 97 Excentricität des Saturns in seinem Ringe 507
11. Schiiinnclier's Astronomiselies Jahrbiicli.
Jahrb. Seite
1836 98 Ttciio dk Brahk als Homöoimth 193
1837 36 Die Sternschnuppen 155
1838 317 Die Sternschnuppen im August 1837 55S
1840 239 Ueber die neueren Sternbilder 174
1841 83 Noch etwas über den veränderlichen Stern ;; Bayeri im Schwan,
nebst einiiren Beobachtungen über Variabilis Hydrae .... 539
1843 57 Ueber den Erfinder der Fernröhre 195
12. The Qnarterly Journal of Scieuce, Lltoratnre, and tlie Arts.
Vol. Stile
IX 163 E.\tract of a letter froni Dr. Oi.bees of Bremen, dated 29'i> November
1819; received llHi Fcbruary 1820 3(il
IX 382 Elliptic Elements of Tuns' Comet of 1819 308
XI 182 Further Remarks on the Transit of the Comet of ISly over the Sun 868
13. Menioirs of tbe Astrouoinical Society of London.
Vol. S^'ite
I 156 On the Comet discovered in the Constellation Pegasus in 1821; aud
on the luminous ajipearance observed on the dark side of the
Moon on February 5*1' 1821 370
IV 187 Extract of a letter from Dr. Olukrs to J. F. W. Hkuschül Esq.,
Pre.sident of the Society 425
14. fiöttinjrtsclie Anzeigen von gelehrten Sachen.
IM Solle
II 1796 1265 Mittheilung über Beobachtungen, den Kometen von März-April
1796 betreffend 271
II 1797 1440 Mittheilung übir Beobachtungen, den Kometen vom August
1797 bei reffend '. . 280
I 1798 81 Mitthciluug, den im August 1797 beobachteten Kometen be-
treffend 273
II 1798 2080 Mittheilung, die Entdeckung eines Kometen am 8. December
1798 betreffend 286
I 1799 409 Mittheilung über die Kometen-Atmosphäre und über den zweiten
Kometen von 1798 287
I 1802 121 MittheilnnguberdieWiederauffindungderCeresam I.Januar 1802 469
I 1802 609 Mittheilung, die Entdeckung eines zweiten kleinen Planeten
nahe der Ceres am 28. März 1802 betreffend 481
I 1804 497 Mittheilung über dieEntdeckungeinesKomcten am 12. März 1«04 802
I 1815 441 Mittlieilung, die Entilcckung eines Kometen im Pcrseus im
Jahre 1815 betreffend 343
1 1821 449 Mittheilnng, eine Erscheinung am dunklen Tlieile der Mond-
oberfläche betreffend 575
Verzeichniss der Abhandlmigen. XIX
Seit«
15. Grnithiiisen, Analekteii für Erd- und Hiiiimelskuude.
Ikl. Heft
I 2 — 7 Vermischte astronomische Bemerkuiiy-pii aus mehreren iSchreiben an
Grdithdisen 653
16. Griiitbniseii, Neue Analeklen für Erd- und Himnielskuude.
Bd. Heft
I 1 — o Vermischte astronomische Bemerkungen aus mehreren Schreiben an
Gruithüisen 657
I 4 n. 5 Ueber die Eotation der Rino:e des Saturns 660
17. (lii'uithniseu, Astronomisches Jahrbuch.
A. J. Sc-itfi
1839 107 u. 111 Vermischte astronomische Mittheilungen, aus zwei Schreiben
an Gruithüisen 664
1840 117, 121 u. 132 Vermischte astronomische Mittheilungen, aus mehreren
Schreiben an Gruithüisen 666
1841 136 Die beiden letzten Schreiben Olbers' au Gruithüisen 670
1841 ISO Aus einem Schreiben an Gruithüisen 663
18. Dr. Benzenberg's Versuche über die Umdrehung der Erde.
Seite
1804 372 Ueber die Abweichung fallender Körper vom Loth wegen der Rotation
der Erde ..." 611
19. Kastner's Archiv für die gesammte Maturlehre.
B(i. Seite
I 171 Vermischte astronomische Bemerkungen 650
20. Deutsches Museum.
Bd. Seite
1787 II 296 Erklärung über die in Bremen durch den sogenannten Magnetis-
mus vorgenommenen Kuren 675
1788 I 358 Abermalige Erklärung iiljer die in Bremen durch den sogenannten
Magnetismus vorgenommenen Kuren 685
n*
Abliaudlimgeii.
Olbers [
1. lieber die leicliteste imd bequemste Methode, die Bahn
eines Kometen zu bereelmen.
[In erster Auflage 1797 von F. v. Zach herausgegeben. Uebersetzung in; The Quarterly Journal of j^cience,
Literature and the Arts. Vol. IX. London 1820.]
Erster Abschnitt.
Allgemeine Betrachtungen über die Bestimmbarkeit einer Kometenbahn
und über die zur Bestimmung derselben vorgeschlagenen Methoden.
§ 1-
Die Bahn eines Kometen um die Sonne aus einigen geocentri sehen
Beobachtungen zu bestimmen, schien selbst dem grossen Newton uicht
wenig schwierig. Er nennt dies Problem longe difficiUlmum, dessen
Auflösung er auf verschiedene Art versucht habe, ehe er auf die schöne
Konstruktion kam, die er in seinen Princ. Phil. 7iat. vorträgt. Newton's
Konstruktion ist vollkommen des Genies ihres Urhebers würdig: nur ist
sie fi-eilich mühsam und führt erst durch viele Versuche zum Ziele.
Nach Newton's Zeiten haben sich mehrere der grössteu Geometer mit
dieser Aufgabe beschäftigt, die Unmöglichkeit einer direkten völlig
genauen Auflösung gezeigt oder gefühlt, und eine grosse Menge von
Methoden angegeben, wodurch man zur Kenntniss der Elemente einer
Kometenbahn gelangen kann. Einige dieser Methoden sind kürzer,
andere länger, einige mehr, andere weniger genau; ja verschiedeue, die
ihre Erfinder oder andere Gelehrte als bequem und brauchbar angerühmt
hatten, werden wieder von anderen Messkünstlern als völlig unnütz
verworfen. Es scheint also allerdings interessant zu sein, das Kometen-
Problem nochmals nach seinen Schwierigkeiten darzulegen, und alle jene
Methoden unter eine allgemeine Uebersicht zu bringen, die ihren ver-
schiedenen Werth im Ganzen schätzen lehrt, um sodann mit einiger
Zuversicht den kürzesten und bequemsten ^^' eg zur Bestimmung einer
Kometenbahn wählen zu können.
Abliandluns'en.
§ 2.
Jede geocentrische Beobachtung eines Kometen giebt die Lage einer
Gesichtslinie an, in der sich der Komet irgendwo zur Zeit dieser Be-
obachtung befand. Man kann sich bei jeder Beobachtung vorzüglich
zwei Triangel denken. Einen zwischen den Mittelpunkten der Sonne,
des Kometen und der Erde; einen anderen zwischen den Mittelpunkten
der Sonne, der Erde und der Projektion des Kometen auf die Ebene
der Eklijitik. Vermöge der Beobachtung ist in beiden Triangeln niir
eine Seite, die Distanz der Erde von der Sonne, und ein Winkel, der
Winkel an der Erde gegeben. Um diese Dreiecke auflösen, um den
Ort des Kometen angeben zu können, muss in einem von beiden noch
eine Seite, oder ein ^^'inkel gegeben werden, und dann werden beide,
da sie von einander abhängen, .sogleich bestimmt. Dies ist also die
unbekannte Grösse für jede Beobachtung, und dafür kann man nach
Belieben den Winkel am Kometen, oder an der Sonne, oder den wahren.
oder den kurtiiten Abstand des Kometen \on der Erde, oder von der
Sonne, annehmen.
§3.
Wenn die Kometen gleich nie Parabeln um die Sonne beschreiben,
so weiss man doch, dass man das kleine Stück ihrer elliptischen Bahn,
das in der Nähe der Sonne liegt, und worin sie uns sichtbar sind, ohne
Bedenken mit einer Parabel verwechseln kann. Ich nehme also die
Konietenbahn als eine Parabel an, in deren Brenn[)unkt der Mittelpunkt
der Sonne ist; und so liegen auch alle Punkte der Konietenbahn in
einei- durch den Jlittelpunkt der Sonne liegenden P^bene. Denke ich
mir nun eine solche Ebene durch den Mittelpunkt der Sonne gelegt,
so wird durch jede Beobachtung die Lage einer Gesichtslinie und also
ein Punkt auf dieser Ebene bestimmt. Durch zwei 1 "unkte und den
Brenn])unkt ist die Parabel schon gegeben: sollen drei durch die Be-
obachtungen auf der Ebene angegebene Punkte in eine Parabel fallen,
so giebt es für jede angenommene Durchschnittslinie mit der Ekliptik
nur eine bestimmte Inklination, und für eine angenommene Inklination
nur eine bestimmte Lage der Knotenlinie dieser Ebene, in der dies
geschieht. Vier Beobachtungen endlich lassen weder die Inklination
noch die Knotenlinie miihr willkürlich, sondern bestinnnen beide: und
80 ist die Kometenbahn, in so fern sie eine Parabel ist, durch vier
Benliachtungen. ohne alle Rücksicht auf die Zwischenzeiten, völlig be-
stimmt.
S 4.
Dn-i Beobachtungen würden hinreidiend sein, sobald man die
Zwisclienzeiten in Betrachtung zieht, und annimmt, dass die um die
Sonne bescliriebenen Räume sich wie die Zeiten verhalten. Aber da
1. Ueber die luMiuemste Methode, die Bahn eines Kcimeteii zu bereihneu. 5
nicht blos die Räume im Verhältniss der Zwischenzeiten, sondern da diese
Zwischenzeiten selbst bekannten Funktionen aus den )-adm vedorihus
und der Chorde gleich sind, so ist die parabolische Kometenbahn durch
drei Beobachtungen mehr als bestimmt: oder man wird in diesem Fall
vier (Tleichungen und nur drei unbekannte Grössen haben.
§ 5-
Man kann sich von diesen vier <7leichungen leicht einen allgemeinen
Begritf machen. Die drei unbekannten (rrössen mögen die drei Ab-
stände des Kometen von der Erde sein. Durch drei nicht in einer ge-
raden Linie liegende Punkte ist die Lage einer Ebene gegeben : folglich
bestimmen z\\q\ Abstände und der Mittelininkt der Sonne die Lage
dieser Ebene und den dritten Abstand. Dies giebt die erste Gleichung.
Die Bedingung, dass die drei Oerter des Kometen in einer Parabel
liegen sollen, in deren Brennpunkt sich der Mitteli)unkt der Sonne be-
findet, giebt die zweite Gleichung. Und endlich die Vergleichung der
Zwischenzeiten mit den nidiis vedoribus und den Chorden, die beiden
übrigen. Ueberhaupt wird man, wenn man n Beobachtungen nimmt,
/( unbekannte Grössen, und zu ihrer Bestimmung 3« — .") Gleichungen
haben: nämlich n — 2 Gleichungen, die von der Bedingung abhängen,
dass alle Oerter des Kometen in einer durch den Mittelpunkt der Sonne
liegenden Ebene sein müssen: n — 2 Gleichungen, weil die Oerter des
Kometen in einer Parabel sind, Avovon die Sonne den Brennpunkt ein-
nimmt: und n — 1 Gleichungen, weil die Zwischenzeiten bekannten
Funktionen der Chorden und Vektoren gleich sind.
§ 6-
Bei diesem grossen Ueberfluss von Gleichungen sollte es vielleicht
nicht schwer scheinen, eine Kometenbahn aus einigen geocentrischen
Beobachtungen auf eine direkte Art mit geometrischer Genauigkeit zu
bestimmen. Allein betrachtet man die Gleichungen selbst, so sind sie
so verwickelt, dass die Kräfte der Algebra und die Geduld des un-
verdrossensten Rechners dabei zu kurz kommen. Ich A\-ill die vier
(tieichungen für den Fall, da man drei Beobachtungen braucht, her-
setzen, und dabei, was mir am bequemsten scheint, die kurtirten
Distanzen des Kometen von der Erde als die unbekannten Grössen
ansehen.
Ich nenne demnach
die drei Längen der Sonne A', A", Ä'",
indem ich durch die Zahl der Striche ', ", '", unterscheide, was zur
ersten, zweiten und dritten Beobachtung gehört.
Q, Aliliainlhuigeii.
Die drei Längen des Kometen a, a", a",
die Breiten des Kometen ß', ß", ß'",
die Abstände der Erde von der Sonne B', E", B'",
die Zeit zwischen der ersten und zweiten Beobachtung /',
die Zeit zwischen der zweiten und dritten Beobachtung t'\
die Zeit zwischen der ersten und dritten Beobaclitung T = t' -\-t".
Dies sind die gegebenen Grössen. Nun lieissen ferner
die drei kurtirten Abstände des Kometen von der Erde o', o", (>'".
Die Lage des Kometen gegen die Sonne werde jedes i\Ial durch
drei rechtwinkelige Koordinaten ;r, y, z bestimmt, x wird auf der Linie
der Frühlingsnachtgleiche genommen: y senkrecht auf die Linie der
Frühlingsnachtgleiche in der F.bene der Ekliptik gegen Osten, und z
senkrecht über y und über die Ebene der Ekliptik gegen Norden. Es
ist demnach
X =^ Q cos (t — Ji cos ,4,
2/ := e sin n — i? sin A,
z = Q tang ß,
so dass X, y, z blos von o abhängen. Nennen wir nun
die drei Abstände des Kometen von der Sonne r, r", r'".
so ist
r' =Va;'^ + 2/^ + ^%
r"=Va;"* + y"* + ^"-,
r ==\x -\-y -\-z ■
Ferner
die Cliorde der Kometenbahn zwisclien der ersten und zweiten
Beobachtung /,',
zwischen der ersten und dritten Heobachtung 1;",
wobei
],■•' = VF" — x')- + (?/" — i/)- -fjF'~-^zr .
§8.
Damit lassen sich nun die vier Gleichungen leicht angeben. Die
Bedingung, dass die drei Oerter des Kometen in einer durch den Mittel-
punkt der Sonne gehenden Ebene liegen, giebt die (Gleichung
y"z'-y^z" _ y'"z'-y'z"'
x"yl—y"x'' x'"y' — y"'x"
eine Gleichung, die bei wirklicher Entwickelung starke Reduktionen
zulässt, und einfach genug ist.
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eiues Kometen zu berechnen. 7
Die zweite Gleiclmng berulit, wie gesagt, auf dem Umstände, dass
die di-ei Oerter des Kometen in einer Parabel liegen, in deren Brenn-
punkt sich der Mittelimnkt der Sonne befindet. Also ist
2r' + V (r' + /')-—&'•- _ — 2r' + V (r + r"7 — Jif"-
V fc-- — (r" — /)- V k"- — (/" — r'y-
Die übrigen beiden Gleichungen finden sich aus der Vergleichung
der Chorden und Abstände von der Sonne mit den beobachteten Zwischen-
zeiten, und sie sind
if =
T =
'r' + r"-\-k'\^ (r' + r"—k"
mSV2
r'^r"'^k"\i (r' + r"—lc
(^±^^)'
m3V2
wobei m die bekannte \o\\ Eulek und Lambert gebrauchte und an-
gegebene Grösse bedeutet.^)
§9.
Man darf diese vier Gleichungen auch nur etwas aufmerksam be-
trachten, um sich zu überzeugen, dass es im gegenwärtigen Zustand
der Analyse noch ganz unmöglich ist, aus ihnen die drei unbekannten
Grössen o', q'\ o" unmittelbar zu bestimmen. Denn wenn auch die
Geduld eines Rechners so weit reichte, um diese Gleichungen völlig zu
entwickeln, alle Wurzelgrössen wegzuschaffen, und für r, l; x. y, z ihre
Werthe in o zu setzen, so wird man doch am Ende auf Gleichungen
von so hohem Grade verfeUen, worin die drei unbekannten Grössen,
oder, wenn man durch die erste Gleichung eine wegschafft, wenigstens
zwei derselben mit einander vermengt sind, dass man mit diesen
Gleichungen durchaus nichts anfangen kann. Auf dieser Yermengung
der unbekannten Grössen beruht eigentlich die unübersteigliche Schwie-
rigkeit des Problems. Wäre die zweite Gleichung in § 8 so einfach,
als die erste, und Hesse sich also alles auf eine unbekannte Grösse
bringen, so würde man leicht Mittel finden können, die übrigen beiden
Gleichungen auf eine bequeme und brauchbare Art aufzulösen, sie
möchten auch noch verwickelter sein, als sie das schöne LAMBERrsche
Theorem angiebt. Ja es liesse sich voraussehen, dass man auf diese
') Mir ist nicht bekannt, dass man alle diese vier Gleichungen in dieser ihrer
einfachsten Form irgendwo angegeben habe. •
g Aliliaiidlimgeii.
Alt zuletzt aiif eine blosse linearische Gleichung Avürde kommen können,
da das Problem für drei Beobachtungen schon mehr als bestimmt ist.
§ 10.
Bei dieser T'nmiiglirhkeit, die Gleichungen für die Kometenbahn
geradezu aufzulösen, haben die Messkünstler und Astronomen auf andere
Mittel denken müssen, die Bahn eines Kometen aus den Beobachtungen
zu bestimmen. Jlan hat deswegen zu falschen Voraussetzungen, Nähe-
rungen und Umwegen seine Zuflucht genommen, die Elemente einer
Kometenbahn kennen zu lernen. Diejenige Methode, die Herr Pixoke
gleichsam \orzugsweise die Methode der falschen Voraussetzungen
nennt, und die. so Aiel ich weiss, ^•on De La Caillk zuerst umständlich
angegeben ist, muss wohl, als die kunstloseste, zuerst angeführt wei'den.
Man nimmt nämlich in der ersten Beobachtung einen willkürlichen Ab-
stand des Kometen von der Erde oder von der Sonne an. und bestimmt
dann dnrcli Yersuche einen Abstand in der dritten Beobachtung von
der Beschatfenheit, dass der Komet nach den parabolischen Bewegungs-
gesetzen gerade zwischen den beiden Beobachtungen die nämliclie Zeit
V)rauchen musste, die die Beobachtungen angeben. I\Ian berechnet darauf
in der so bestimmten Bahn die mittlere Beobachtung und sieht, ob sie
mehr oder weniger mit der '\\'ahrheit zutriift. Man nimmt so lange
tur die erste Beobachtung neue Werthe an und wiederholt für jede
neue Annahme die ganze Arbeit, bis man endlich zwei Abstände in der
ersten und dritten Beobachtung gefunden hat, mit denen auch die
mittlere Beobachtung in einer Parabel nach den verflossenen Zwischen-
zeiten zustimmt. Ausser De La rAii.LK haben Herr PixciEE und Herr De
La Lande diese Methode umständlich erläutert, deren sich die Fran-
zosen, ehe De La Place's Auflösung bekannt wurde, fast ausschliesslich
zur Beredinung der Kometen bedienten. Den deutschen Messkünstlern
ist sie immer äusserst langweilig, weitläufig und ermüdend vorgekommen.
Doch muss man gestehen, dass sie in der That nicht unbeiiuem ist,
.sobald man sich nur erst den wahren \\'erthen der hier willkürlich
angenommenen unbekannten Grössen etwas genähert hat: und ich be-
iiii-rke nur noch, dass sich das von jenen Gelehrten vorgeschriebene
Verfahren beträchtlich abkürzen lasse, wenn man das LAMBERT'sche
Theorem dabei anbringt, woran man bislier nicht gedacht zu haben scheint.
§ 11.
Alle übrigen Mathematiker, die sich mit der indirekten Auflösung
dt^s Kometenproblems abgegeben haben, sind darauf ])edacht gewesen,
durch einige von der Wahrheit nicht sehr abweichende Hypothesen
.\lles auf eine unbekannte (^rösse, z. B. auf einen kurtirten oder
1. Toller ilie beiinemste Mptlmde, die Bahn eines Kometen zu bereclmen. 9
wirklichen Abstand, zu bring'en. Zweierlei solcher Sätze sind hier vor-
züglich gebrauclit worden. Entweder 1. man setzte voraus, das Stück
der Kometenbahn zwischen den drei Beobachtungen, die man nicht sehr
entfernt von einander zur Eechnung wählte, sei eine gerade, mit gleich-
förmiger Geschwindigkeit durchlaufene Linie: oder man nahm auch
nur 2. an, dass die L'horde dieses Stücks der Kometenbahn von dem
mittleren radius vector oder einer anderen der Lage nach bekannten
Linie im Verhältniss der Zwischenzeiten geschnitten werde. Beide An-
nahmen sind nicht völlig wahr, und besonders ist die erste unsicher:
allein durch eine jede von ihnen wird man in den Stand gesetzt, aus
einem einzigen Abstände die beiden übrigen, die Chorde und mithin
die ganze Bahn zu bestimmen. Um nun diesen Abstand zu finden, be-
dient man sich auch der Versuche, oder der sogenannten regida falsl,
giebt ihm einen ^\•illkürlichen Werth und sieht nach einer kürzeren
oder längeren Rechnung, ob dieser angenommene A\'erth mehr oder
weniger mit der Wahrheit übereinstimmt. Von Versuchen geht man
zu neuen Versuchen über-, bis man endlich der Wahrheit so nahe ge-
kommen ist, dass man das Uebrige durch eine Interpolation nachholen
kann. Statt der Eechnung kann man sich hier freilich auch mit einer
Konstruktion begnügen: aber hier muss man alle die vergeblichen Ver-
suche, die man sonst in Berechnungen macht, in der Zeichnung vor-
nehmen: ein Umstand, der sie Manchem eben nicht als bequemer
empfelilen wird.
§ 12.
Wir wollen die vornehmsten dieser indirekten Konstruktions- oder
Berechnungsarten hier kurz betrachten. Bdscüvich nimmt geradezu
an,') das Stück der Kometenbahn zwischen den drei Beobachtungen sei
eine gerade Linie, gleichförmig mit der Geschwindigkeit, die der Komet
in der Mitte dieses Stücks seiner Bahn hatte, beschrieben. L.\mbeet
setzt voraus, der rndlus vedor in der zweiten Beobachtung schneide
die Chorde zwischen den beiden Oertern des Kometen in der ersten und
dritten Beobachtung im Verliältniss der Zwischenzeiten, und die Länge
dieser Chorde vergleicht er völlig genau mit der Zeit durch sein be-
kanntes schfines Theorem. Newton hingegen schneidet die Chorde viel
genauer, als es durch den mittleren radkis vector geschieht, im Ver-
liältniss der Zeiten: die Vergleichung der Länge dieser (Hiorde mit der
Zeit geschieht auch durch ein Theorem, das im Grunde mit dem
LAMBEET'schen viel Aehnlichkeit hat, nur erlaubt er sicli hier freilich
M Weniffstens wie Herr PiNURft Cometofiraphie T. 11, p. 308 die Konstriiktious-
nietliode des Herrn Busuüvich anhiebt.
J() Abbaudlunn-en.
ein quam proxime. So lassen sich diese Methoden im Wesentlichen
vergleichen, und deswegen ist die NEWTox'sche Konstruktion die ge-
naueste, die Boscovicn'sche die bequemste; Lambert's Konstruktion hält
in beider Absicht das Mittel. Man nimmt also einen willkürlichen
Abstand des Kometen von der Erde in der mittleren Beobachtung an,
bestimmt durch jene Voraussetzungen Lage und Länge der Choi'de und
vergleicht sie mit der Zeit, worin sie von dem Kometen beschrieben
worden ist: man wiederholt diesen Versuch so lange, bis die beobachtete
Zwischenzeit und die Länge der Chorde mit den jiarabolischen Be-
wegungsgesetzen übereinstimmen. Auch Euler bedient sich der Voraus-
setzung, dass der mittlere radius vector die Chorde im Verhältniss der
Zeiten schneide: aber er vergisst, unmittelbar den von dem Kometen
zwischen der ersten und dritten Beobachtung beschriebenen Raum mit
der beobachteten Zwischenzeit zu vergleichen: er bestimmt vielmehr
bei jedem Versuch die ganze Bahn, nimmt diese, selbst dann, wenn er
noch weit von der ^\'ahrheit entfernt ist, nicht für iiarabolisch, sondern
überhaupt nur für einen Kegelschnitt an, und ob der gefundene Kegel-
schnitt mehr oder weniger mit der ^^'ahrheit übereinstimmt, sieht er
erst durch Berechnung einer vierten Beobachtung aus den gefundenen
Elementen. Eine ungeheure Arbeit! deren sich auch, so viel ich weiss,
nach ErLEu kein Astronom unterzogen hat.')
§ 13.
l'm diese verschiedenen indirekten Konstruktions- oder Berechnungs-
arten mit der De La CAii-LE'schen des § 1 n zu vergleichen, so bemerke
man. dass durch die Voraussetzungen von ij 11 ein Theil der Versuche
ganz unnüthig wird, die De La Caille machen muss. Nach De La
Caille's Verfahren muss man erst eine Menge Versuche maclien, um
der Zwischenzeit zweier Beobachtungen genug zu thun, und dann diese
Versuclie von Neuem wiederholen, bis man auch die dritte Beobachtung
mit der jedes Mal gefundenen Parabel in Uebereinstimmung findet. In
den im vorigen Paragraphen angegebenen Methoden ist es aber genug,
einen .Abstand zu finden, der die beobachtete Zwischenzeit gehörig an-
giebt: denn sodann wird die mittlere Beobachtung vermöge jener Vor-
') Eui.KK hat auch dii'sc Methode, die er in der Tlicorla motnwn jilanet. et
comet. niigegreben hatte, uaclimals .selbst uicht mehr frebraucht, sondern sich anderer
Mittel (»dient, die penäberten Hestininiunffsstiicke einer Konictenbabn 7.\\ lierechnen,
die mir über indessen auch nichts weniger als kurz oder beciueni scheinen. S. Jiecherclirs
H calcitts sur la vraie orbite cllijjtique de la rom'etc de Van 176'.). Fetersh. 1770, -1.
Ich fillire dieselbe deswegen nicht umständlich an, so wenig; als Xkwto.n's erste Me-
thode in seinein kleinen Buche de mundi systemate, von der ich mir zu beweisen
ifctrane. dass Nkwton selbst dadurch nie die Bahn irgend eines Kometen bestimmt
habe, und dass sich auch sclnverlich die Bahn eines Kometen dadurch liestimmeu lasse.
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahu eines Kometen zu lierechneii. \l
aussetzung schon von selbst sehr nahe zustimmen. Dies erleichtert nun
die Arbeit sehr. Jedoch kann man durch De La C.ulle's Verfahren
die Bahn genau bestimmen; hier hingegen bleibt die Bestimmung immer
nur beiläufig, 1. weil die Voraussetzung der geraden, gleichförmigen
Bewegung oder des Schnittes der Chorde im Verhältniss der Zeiten
nicht ganz wahr ist, 2. weil sich nur einander nahe Beobachtungen
dabei brauchen lassen, da die Zwischenzeit nicht gross sein darf, wenn
jene Voraussetzungen nicht gar zu sehr von der ^^'ahrheit abweichen
sollen. Der Einfluss der unvermeidlichen Fehler der Beobachtungen
wird aber auf die Bestimmung der ganzen Bahn um so viel grösser,
je kleiner die Zwischenzeiten sind.
§ l-i-
Aller der vielen ermüdenden Versuche der bisher angeführten Me-
thoden überhoben zu sein, ist längst der "Wunsch der Astronomen ge-
wesen, und deswegen gehört die Aufgabe, aus den geocentrischen Be-
obachtungen die Bahn eines Kometen ohne Versuche geradezu zu
bestimmen, zu den berühmtesten der neueren Astronomie. Dass sich
diese Aufgabe nicht allgemein auflösen lasse, ist oben § 9 bei den vier
Gleichungen gezeigt worden. Man hat also theils zu ähnlichen, theils
zu neuen nicht vollkommen wahren Annahmen, wie bei den indirekten
Methoden, seine Zuflucht nelimen, oder die Zwischenzeiten unendlich
klein A'oraussetzen müssen. Aller Scharfsinn des Genies, alle Kunstgriffe
der Algebra sind dabei aufgeboten, und so haben L.oibert. Buscovich,
Hennert, Du Sejouk, De La Gbange, De La Place u. A. m. Auflösungen
dieses schweren Problems gegeben.
§ 15.
Lambert glaubte mit einer Gleichung des sechsten Grades auszu-
reichen : sie ist aber eigentlich, wie Herr De La Geaxge zu zeigen ge-
sucht hat, von einem höheren Grade, wenn man nicht eine Voraussetzung
gelten lassen will, die Herr De La Grange, ich weiss nicht, ob mit
Recht, nicht für ganz zulässig hält. Bosco^'ich hat unter denselben
Voraussetzungen, die er sich bei seiner Konstruktion erlaubt, die Auf-
gabe auf eine Gleichung des sechsten Grades gebracht, wodurch man
auch der Wahrheit sehr nahe kommen kann, wenn die Beobachtungen
nur so genau sind, dass man sie nahe genug bei einander annehmen
darf. Lambeht's zweite Methode gründet sich auf eine scharfsinnige
Betrachtung der scheinbaren Kometenbahn. — und ist unbrauchbar.
"Weder Herrn Pixgri':. noch mir, der ich sie auch versucht habe, hat
sie glücken wollen: theils weil sie die Beobachtungen genauer voraus-
setzt, als diese je sind; theils aber auch, weil in der Auflösung selbst
J2 Abbamllnug'eii.
ZU \'ieles angenommen wird, was sich mehr oder weniger von der
\\'ahrheit entfernt^) Den von der Berliner Akademie auf die Auf-
lösung dieser Aufgabe gesetzten Preis hat Herr v. Teiipelhof und Herr
V. CuxDORCKT, und das Accessit Herr Hexxkrt erhalten. Ich gestehe,
dass ich diese Aitflösungen nicht alle hinreichend kenne; aber ich linde
eben nicht, dass die praktischen Astronomen eine davon bequem ge-
funden und zum wirklichen Gebrauch angewendet hätten. Allein eben
diesei- Preis scheint die schönen, gleichsam wetteifernden Untersuchungen
der Herren De La Gkange, Dr Se.ioue und De La Place veraulasst zu
haben. Herr De La Ghaxc.e hat drei Auflösungen des Problems gegeben,
alle drei durch Gleichungen des sechsten, siebenten, achten, oder höherer
(Trade. Die erste scheint er selbst nachher für weniger genau zu
halten: wirklich hat sich nach Herrn De La Place's Erinnerung ein
kleiner Rechnungsfehler eingeschlichen, und Herr Pingee konnte bei
der Anwendung nichts Befriedigendes herausbringen. Die andere er-
fordert sechs Beobachtungen, die paarweise sehr nahe bei einander sein
müssen, und führt nach weitläutigen Eechnungen auf eine Gleichung
des sechsten Grades; sie ist indess allerdings brauchbar, und Herr Schulze
hat dadurch die Bahn des Kometen von 1774 wenigstens ziemlich nahe
bestinnnt. Die dritte, die von Seiten der analytischen Behandlung dem
Kenner die grösste Bewunderung abnöthigen wird, erfordert äusserst
mühsame vorbereitende Rechnungen, und dann doch noch die Auflösung
einer Gleichung des siebenten oder achten Grades. Herr Du Sejouk
hat .\lles auf Gleichungen des zweiten Grades zu bringen gesucht: mit
welchem Erfolge, das werden wir im zweiten Abschnitte sehen. Herr
De La Place endlich hat durch eine Art von Interpolation aus mehreren
unter sich entfernteren Beobachtungen die ersten und zweiten Ditferen-
tialien der scheinbaren geocentrischen Bewegung zu erhalten gewusst,
um die Zwischenzeiten so klein annehmen zu können, wie er AvoUte.
Seine .Auflösung geschieht auch durch Gleichungen des sechsten oder
höherer Grade, und sie würde vielleicht wenig zu verlangen übrig lassen,
wenn nicht eben die Vorbereitungen, oder die Art von Interiiolation oft
viel mehr Zeit, Mülie und Rechnungen erforderte, als die Auflösung selbst. '-)
^ 16.
Man wird sich von ilen brauchbarsten unter diesen Auflösungen
ohne allen weitläutigen Kalkül leicht einen allgemeinen Hegrill machen
') Sehr wiilir lilcilit iiulessi'ii der schöne Lehrsatz, den La.mhkri' bei dieser Oe-
letfenheit fand: dass man aus der Abweichung der scheinbaren Kometenbahn von
einem grüssten Kreise beurthcilen knnn. (ib der Konipt dor Suniu' niilior sei, als die
Krde. »der nielit.
•1 Man verirleirbe über diesen Farayiiiplien, wenn man niilier vun den anjfefiihrten
Methoden uiiterrirbfet sein will: I,.\miii;ht, hiHiyniom orb. com. projir., j). TS .s^.
1. l'elier die lieciut-mste iletliode. die Babu eines Kometen zu liereiliiieu. 1?,
können. Dadurdi, dass man die Zwischenzeiten als unendlich klein
betrachtet, nimmt man von selbst, wie Herr Bosco^acH, schon an, das
kleine Stück der Kometenbahn zwischen den Beobachtungen sei eine
gerade, mit gleichförmiger Geschwindigkeit durclüaufene Linie. Damit
lassen sich o', o" durch eine linearische Gleichung aus o" finden: oder
es ist, wenn E und G bekannte Koefficienten bedeuten: o = Hg",
o" = Go". So lässt sich also auch k" blos durch q" ausdrücken. Die
Vergleichung der Zeit mit dem durchlaufenen Eaum verwandelt sich
sodann in den einfachen Ausdi'uck
Schafft man hier alle Irrational-Grössen weg, so wird mau am
Ende immer auf eine Gleichung kommen, die sich so ausdi'ücken lässt:
Das Biquadrat der durchlaufenen geraden Linie, mit dem (Quadrat des
mittleren radiug vedor multiplicirt, ist der vierten Potenz der Zeit in
einen beständigen Koefficienten multiplicirt gleich. Diese Gleichung ist
also vom sechsten Grade, und sie ist die einfachste, worauf sich das
Kometenproblem reduciren lässt.
§ 1"-
So sehr ich viele unter diesen direkten Auflösungen bewundere,
und so wenig ich über iliren '\\'erth zu entscheiden mir aumaassen will,
so wird man mir doch leicht zugeben: 1. dass alle nur eine beiläufige,
nachmals zu berichtigende Bestimmung der Kometenbahn geben, da bei
allen Voraussetzungen \orkommen, die nicht vollkommen A\ahr sind,
oder Grössen vernachlässigt werden, die nicht unendlich klein sind;
2. dass alle, freilich in sehr verschiedenem Verhältniss, noch immer weit
mühsamer und weitläufiger sind, als man bei einer blos beiläufigen Be-
stimmung einer Kometenbahn wünschen oder erwarten möchte; '■>. dass,
da Gleichungen, die den vierten Grad übersteigen, bekanntlich nur durch
Versuche und Näherungen aufzulösen sind, hier aber Gleichungen des
sechsten, siebenten, achten und höherer Grade vorkommen, fast alle doch
am Ende nur durch mehrere nähernde Versuche das \erlangte Resultat
geben. Diese Mängel, wenn ich sie so nennen darf, haben vielleicht
die Astronomen abgehalten, von einer dieser direkten Methoden, die
des Herrn De L.\ Pl.\ce etwa ausgenommen, wirklichen Gebrauch zu
machen, und sie sind lieber bei ihren älteren indirekten Koustruktious-
ScHERFER, Iiistitiitloiies (istf. thcor.. i). 336—330. L.\mbert. A-^truiiom. .laliibueli 1777,
S. 127. Mem. de rAcad. Bmj. de Berlin 1771. De L.i Gk.^xge, Mem. de l'Acad.
Roy. de Berlin 177S. p. 134. 1783, j). 39(1. Astronom. .lahrli. 1783, p. 166. Du
Sft.joiR, Mem. de VAccul. Roy. des Sciences de Paris 1779. jj- ■'il—l''S. De La Place
Man. de l'Acad. Roy. des Sciences de Paris 1780 p. 13 — 73.
14 Abhandlungen.
und Berechnungsavten geblieben, die sie, ihrer AVeitläufigkeit unerachtet,
noch immer eben so bequem fanden.
§ 18.
\A'irklich macht auch das Indirekte einer Berechnungsart sie des-
wegen noch gerade nicht verwerflich. Es kommen im astronomischen
und überhaupt im mathematischen Kalkül oft Fälle vor, wo man ab-
sichtlich eine indirekte Jlethode auch dann ihrer grösseren Leichtigkeit
und Bequemlichkeit wegen bei Rechnungen wählt, wenn man auf einem
direkten A\'ege dassell)e hätte finden können. Dass man sich also über
die gewöhnliche Art, durch näliernde Versuche und willkürliclie An-
nahmen unbekannter Grössen Kometenbahnen berechnen zu müssen, so
sehr beschwert, dass man so emsig nach einer sichereren und besseren
suclit, liegt wohl nicht eigentlich darin, dass man hier nicht geradehin
das Gesuchte findet, sondern dass diese Versuche gar zu beschwerlich,
mühsam und weitläufig sind, und dass man ihrer viele ganz umsonst,
und überhaupt gar zu viele machen muss, ehe man der Wahrheit nahe
genug kommt. Der (Teometer und Analyst wird immer den Werth
einer direkten Auflösung zu schätzen wissen, aber der praktische
Rechner wird ihr, glaube ich, mit Recht eine indirekte vorziehen, sobald
er mehr Leichtigkeit und Bequemlichkeit dabei findet. Selbst Herr
De La Pi,ace hat seine direkte Methode im Grunde zum wirklichen
<jiebrauch in eine indirekte verwandelt.
§ H>.
Der Werth einer Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen,
muss nach dem zusammengesetzten Verhältniss ihrer Kürze und der
i'ienauigkeit ihres Resultats geschätzt werden. .\lle i^ereclinungsarten
erfordern nachmals nocli eine weitere Berichtigung: diese wird aber um
so viel leichter gefunden werden, je näher die ersten Resultate schon
der Wahrheit kommen. Wenn man nacli diesen Grundsätzen die im
dritten Abschnitt angegebene Methode beurtheilt, .so wird sie, wie ich
mir schmeichle, vur allen übrigen den Vorzug verdienen. Aber vorher
müssen wir noch die Gleichungen des ersten und zweiten Grades be-
trachten, die man zur Auflösung des Kometenproblems vorgeschlagen
liat, und die, wenn sie wirklich l)rauchl)ar wären, uns auf einmal der
Mühe überheben könnten, nach einer neuen Methode zu suchen, oder
wegen der Auswahl unter den schon vm-handenen verlegen zu sein,
indem sie unwiderspn'chlich die einfachste und gemächlichste Art dar-
bieten würden, die Bahn eines Kometen zu berechnen.
1. Uebey die bequemste ^Ifthnfle, die Bahn eines Kometen zn berechnen. 15
Zweiter Abschiiitt.
Ueber einige Gleichungen des ersten und zweiten (irades, die m;ni
zur Bestinunung der li^ometenbahnen vorgesclüagen hat.
§ 20.
Die nicht völlig wahren "Voraussetzungen § 11, worauf sich die
direkten und indirekten Auflösungen des Kometenproblems gründen,
führen, geometrisch betrachtet, weiter, als man in den bisher hergezählten
Jlethoden gegangen ist. ^^'enn man annimmt, das Stück der Kometen-
bahn, das zwischen drei Beobachtungen von dem Kometen beschrieben
worden, sei eine gerade gleichförmig durchlaufene Linie, so lassen sich
die Distanzen des Kometen von der Erde durch Gleichungen des ersten
Grades finden. Die Voraussetzung, dass die Chorde vom mittleren
radius vedor im Verhältniss der Zeiten geschnitten werde, führt zu
Gleichungen des zweiten (ilrades, eben diese Distanzen zu bestimmen.
Diese Gleichungen erheischen um so mehr eine nähere Untersuchung,
da sie theils nicht blos von ihren ersten Erfindern, sondern auch von
anderen Gelehrten als so brHUchbnr und vorzüglich anempfohlen werden,
was sie doch nicht verdienen: theils von anderen unrichtig beurtheilt
worden sind, und man aus ihrer Verwerflichkeit Schlüsse gezogen hat,
die sich nicht daraus folgern lassen.
Das Problem, durch drei gegebene gerade Linien eine vierte zu
ziehen, die von ihnen im gegebenen Verhältniss geschnitten wird, ist
eine unbestimmte Aufgabe. Man weiss, dass alle Tangenten derjenigen
Parabel dieser Forderung genug thun, von der die drei gegebenen
geraden Linien gleichfalls Tangenten sind, und die durch eine einzige
auf vorgeschriebene Art gezogene gerade Linie, folglich durch vier
Tangenten völlig gegeben ist. Aber unbestimmt bleibt die Aufgabe
nur, wenn die gegebenen drei geraden Linien in einer Ebene liegen.
Liegen sie nicht in eine)- Ebene, so giebt es überhaupt für jeden an-
genommenen Punkt auf einer dieser geraden Linien nur eine einzige
gerade Linie, die auch von den übrigen beiden geschnitten wird. Konnnt
nun die Bedingung hinzu, dass sie im gegebenen Verhältniss geschnitten
werden soll, so ist die Lage des Punkts, wodurch sie gezogen werden
nuiss, völlig und zwar durch eine Gleichung des ersten Grades gegeben.
BoüGUER nahm also an, der Komet habe während dreier nicht weit von
einander entfernter Beobachtungen eine gerade Linie gleichförmig durch-
1(3 Alihaiulliingen.
laufen: diese gerade Linie nmsste von den drei durch die Beobacli tunken
angegebenen, uielit in einer Ebene liegenden Gesiclitslinien im Ver-
liältniss der Zwischenzeiten geschnitten werden: und so glaubte er
durch diese Aufgabe die Distanzen des Kometen von der Erde, mithin
die ganze Laufbahn, ja selbst die Natur derselben bestimmen zu können.')
§ 22.
Allein es kommt noch ein Fall vor, wo die Aufgabe, wenugleicli
die Liiüen nicht in einer Ebene liegen, wieder unbestimmt wird. Immei'
nämlich bleibt es wahr, dass sodaun durch jeden angenunimenen Punkt
auf einer dieser Linien nie mehr als eine einzige gerade Linie") ge-
zogen werden kann, die auch von den übrigen geschnitten wird. Aber
es giebt einen Fall, wo die durch jeden beliebigen Punkt auf solche
^^'eise gezogenen geraden Linien alle in eltierlei Verhältniss geschnitten
werden. Dieser Fall tritt dann ein, wenn die drei gegebenen geraden
Linien, astronomisch zu reden, verlängert in einen grössten Kreis der
Sphäre treffen: oder geometrisch, wenn zwei Linien, die man durch
einen beliebigen Punkt auf einer dieser gegebenen Linien mit den
übrigen beiden parallel zieht, mit dieser gegebenen geraden Linie in
einar Ebene sind. Dies geschieht nun immer, wenn nur zwei gerade
Linien in dem nämlichen Verhältniss von den drei gegebenen geraden
Linien geschnitten werden. Wäre also auch das Stück der Erdbahn
zwischen den drei Beobachtungen eine geiade gleiclifilrmig durchlaufene
Linie, so würde die BouuuEu'sche Aufgabe unbestimmt werden: denn
sodann würde sowohl die gerade Linie, welche die Erde beschrieben,
als die gerade Linie, die der Komet durchlaufen hat, in dem nämlichen
Verhältniss von den Gesichtslinien geschnitten. "Wenn BoidrEi! also
die Kiimetenbahn als geradlinig und gleichförmig durchlaufen voraus-
setzt, so konnte er doch die Distiinzen des Kometen von der Erde nur
') Nach dieser BofiiUKR'schen Voraussetzung iiml der ülii;;cii Ki'zeichimng liättc
man nämlicli die drei (fleichungeu
{x' - x") : (x" - a;'") = f : t",
(y'-y")-(u" -y"')^f-t",
iz' —z") :(r" —z"'i =«':<",
woraus o'. p", «'" Mos durch linearisohe Gleichungen «efundeii \v( iilcu kiiimiii. und
da die hieran.s folgenden Werthe von ij' und q'" von der i)aral)(dis(lien H.viwthese
fCanz unabhängig sind, so könnte nun aus (>', n"' und der beobachteten Zwischenzeit
niclit allein die Lage und Abmessung, sondern auch die Art des Kegels(dinitts, den
der Komet be.schriebcn hat, liestinimt «erden, wenn man anders die so gctu)idencM
Werthe von o' und <_>"' als richtiir anneliinen will.
'-) Sind die drei gegebenen geraden Linien nicht in einer Ebene, aber alle dni
ninander pariillel, so lüssi siili gar keine gerade Linie ziehen, die von allen dreien
geschnitten wird.
1. Ueber die becniemste Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen. 17
in sofern durch seine Aufgabe bestimmen, als er die Erdbahn zugleich
wirklich als krumm und ung-leichfiirmig durchlaufen beibehielt; oder
vielmehr, diese Distanzen wurden blos durch die Krümmung, luid die
ungleiche Bewegung der Erde bestimmt/) Dies geht nun durchaus
nicht an: denn wenn die Krümmung der Erdbahn Alles bestimmen soll,
so darf die gewohnlich eben so grosse, oft noch grössere Krümmung
der Kometenbalm nicht aus der Acht gelassen werden, und so wird
man einen sonst nicht gleich deutlichen Ausdruck L-vüeert"« verstehen
lernen, wenn er sagt, Bouguer habe eben durch den kleineu sinus versus
d b, Fig. 2 ( S. 26), die Distanz des Kometen von der Erde finden wollen.
Auch wird man sich nun nicht wundern, dass Herr De La Gkaxge'-)
o-efunden hat, BorGVERV Aufgabe sei auch noch dann nicht anzuwenden,
wenn man die Zwischenzeiten der Beobachtungen unendlich klein setzt:
denn wenn hier gleich das Stück der Kometenhahn unendlich wenig
von einer geraden gleichförmig durchlaufeneu Linie abweicht, so ist
auch das Stück der Erdbahn wieder unendlich nahe eine gerade gleich-
föirmig durchlaufene Linie, und so sind das, wodurch die Auflösung
eigentlich bestimmt, und das, was bei der Auflösung als unendlich klein
vernachlässigt wird, Grössen von einerlei Ordnung. Der Schluss dieses
grossen Geometers, dass es durchaus nicht erlaubt sei, ein Stück der
Kometenbahn auch nur zur Näherung als geradlinig anzunehmen, wenn
mau drei Beobachtungen gebraucht, erhält dadurch seine eingeschränktere
Bedeutung; denn wenn man ihn, wie Herr Pingee, allgemein nimmt, so
sehe ich nicht, wie z. B. Herrn Boscovich's Konstruktion ein der Wahr-
heit so nahe kommendes Resultat geben könnte, von der sich übrigens
leicht zeigen lässt, dass sie bei unendlich kleinen Zwischenzeiten völlig
genau ist.") — Und so wird es nun auch begreiflich, wie Bouguer
^) Entwickelt man nämlich die in der Anmerkung zu § 20 gegebenen drei
Gleichungen, und erinnert sich, es sei, wenn die Erde auch eine gerade Linie mit
gleichförmiger Geschwindigkeit diu'chlaufen hat,
(B' cos Ä' — E" cos A") : [R" cos Ä" — R'" cos A'") = t' : t" ,
(R< sin A' - R" sin A") ■ (R" sin A" - R'" sin A'") = f:t",
so werden die drei Gleichungen
Ip' cos a' — g" cos a") : (g" cos a" — </" cos a'") = t' : t" ,
(V sina' —'s" sino") :(g" sin a" - ö'" sin a'") =t':t",
I o' tang ß' — o" tang ß") : f o" tang ß" — o'" tang /?'") = t':f\
woraus sich, wie man leicht übersieht, nur das Verhältniss von o', g", g"' zu einander,
nicht ihr Werth bestinunen lässt.
-j Mem. de VAcad. de Berlin. Annre 1778, p. 134, 13ö.
^) BoscovicH nämlich setzt niu' die Krümmung des kleinen Stücks der Bahn
gegen die Lauge dieses Stücks gerechnet, und den kleinen Unterschied der Geschwin-
digkeit gegen die ganze Bewegung = 0, und dies geht allerdings an. Aber man
darf nicht die Krümmung und Ungleichheit der Bewegung des Kometen, gegen die
Olbers 1 2
J8 Abhandhillgen.
selbst, bei Anwendung seiner Methode auf den Kometen von 1729, noch
so glücklich war. Denn da gerade zufälliger Weise dieser Komet so
weit von der Sonne entfernt bleibt, so ist ein Bogen der Erdbahn viel-
fach krümmer, als ein in derselben Zeit beschriebener Bogen der Ko-
metenbahn: und so konnte hier die Krümmung bei dieser aus der Acht
gelassen, und doch die Distanz des Kometen von der Erde durch die
Krümmung jener ziemlich nahe bestimmt werden. BoruuER's Methode
giebt also nur dann etwas der Wahrheit nahe Kommendes, wenn der
Komet vielfach weiter von der Sonne entfernt ist, als die Erde, und
also sehr gi-osse Bogen der Erdbahn und sehr kleine Bogen der Kometen-
balin in denselben Zeiten beschrieben werden. In allen übrigen Fällen
ist sie völlig unbrauchbar.
§ 23.
Ein ganz ähnliches Urtheil. und aus ganz äliulicheu Gründen, wird
eine andere in der Kometentheoric berühmt gewordene Aufgabe uns
abnöthigen. diejenige nämlich: wenn vier gerade Linien gegeben sind,
eine fünfte zu ziehen, die von ihnen im gegebenen Verhältniss geschnitten
wird. Wken, Nkwtox, Gkeguev, C.4.ssixi und Lambert haben Auf-
lösungen dieser Aufgabe gegeben, und man hat allgemein vorgeschlagen,
zur Näherung die Bahn eines Kometen zwischen vier nicht weit von
einander entfernten Beobachtungen als geradlinig und gleichförmig
durchlaufen anzunehmen, und so aus vier beubachteten Längen 'i die
der Bewegung der Erde mit Bouglku als uneudlicli klein ansehen. Herrn Dk La
Gbaxge's Betrachtung über den Krüminnngskreis gehurt also wirklieh hier gar nicht
her. Eben so wenig scheint mir des Herrn De La Place's Einwurf gegen die Bos-
Cüvicii'sche Methode wichtig zu sein, wenn er sagt, man könne dadurch zuweilen
einen Kometen ifuklänfig finden, der wirklich rechtläufig sei, und s» auch umgekehrt.
Denn da Bosccivicii's Methode auf eine Gleichung des sechsten Grades führt oder auf
einer solchen beruht, die der reellen Wuizehi mehrere haben kann und noth wendig
zwei haben mnss, so kann man in der Rechnung leicht auf die unrechte Wurzel
treffen. Eine Eigenschaft des Problems, kein Fehler der Methode, den Herr De La
Pi.ACK auch nur durch eine üherttfissige Gleichung vermeidet, die er die Versichernnus-
Gleichung nennt.
'l Wenn die vier gegebenen geraden Linien nicht in einer Ebene liegen, .so i.st
die Lage einer fünften, die von allen vieren geschnitten werden soll, an sich be-
stimmt, ohne auf die Verhiiltni.sae der Abschnitte zu sehen. Man könnte also blos
mit der Voraussetzung, dass da.s Stück der Kometenhahu zwischen den vier Beobach-
tungen gerade sei, ausreichen, ohne auch die gleichförmige Geschwindigkeit anzu-
nehmen, wenn man die Breiten mit in Betrachtung ziehen wollte. Die Lage dieser
fünften geraden Linie wird indess nicht durch eine linearische, sondern durch eine
Gleichung des achten Grades und eine ziemlich verwickelte Formel gefunden werden.
Auch würden bei dieser .Vufgabc ähnli<lie Einschränkungen, wie bei der BonuEK-
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eines Ktmieten zu berechnen. 10
kurtirten Distanzen des Kometen von der Erde mittelst dieser Aufgabe
zu bestimmen. Es muss auffallen, dass man immer nur bei dem Vor-
sehlage geblieben ist, und dass Niemand diesen Vorschlag, wenigstens
nicht mit Glück, befolgt hat. Selbst Cassini, der seine ganze Kometen-
theorie darauf gründete, hat nie wirklichen Gebrauch davon gemacht.
Die Methode, wodurch er die Distanz des Kometen von 1729 so glück-
lich bestimmte, ist von dieser, nur vielleicht nicht wesentlich, verschieden,
ob sich gleich gerade bei diesem Kometen die ^^'REN'sehe Aufgabe aus
eben den Gründen mit Erfolg hätte anwenden lassen, warum hier
BüUGUER'hi Methode ein der \\'ahrheit so nahe kommendes Kesultat gab.
Bei dem Kometen von 1742 hat Cassini sie versucht: er beklagt sich
aber, dass sie gar zu genaue Beobachtungen erfordere und deswegen
nichts Befriedigendes gegeben habe. An der Genauigkeit der Beobach-
tungen lag es nun wohl so eigentlich nicht. Das Wahre ist nämlich,
dass diese Aufgabe zur Bestimmung der Distanz des Kometen von der
Erde eben so wenig brauchbar ist, als die BouGUER'sche. Sobald man
nämlich voraussetzt, auch die Erde habe während der vier Beobach-
tungen eine gerade Linie gleichförmig durchlaufen, so wird die Aufgabe
unbestimmt: und so soll auch hier die Krümnuing der Erdbahn die
Distanzen bestimmen, während man die Krümmung der Kometenbahn
nicht in Betrachtung zieht. Dies geht nun schlechterdings nicht an,
und es kann selbst bei unendlich kleinen Zwischenzeiten und den
scliärfsten Beobachtungen diese Methode nichts der Wahrheit nahe
Kommendes geben, wenn der Komet nicht vielfach weiter von der Sonne
entfernt ist, als die Erde. So würde sie z. B. beim Uranus, ehe die
Bemerkung, dass er ein Planet sei, ein leichteres Mittel darbot, seine
Distanz zu bestimmen, mit Nutzen anzuwenden gewesen sein. Den Be-
weis, dass die Aufgabe unbestimmt wird, sobald man voraussetzt, auch
die Erde habe während der vier Beobachtungen eine gerade Linie
gleichförmig durchlaufen, übergehe ich der Kürze wegen, ob er sich
gleich auf mehrere Arten führen lässt, und bemerke nur, dass die vier
C-Jesichtslinien, das Stück der Erdbahn, und das Stück der Kometenbahn
unter diesen Voraussetzungen Tangenten einer und derselben Parabel
werden, von welcher auch jede andere Tangente in dem nämliclien Ver-
hältniss durch die Gesichtslinien geschnitten wird. Diese unter den
angeführten Umständen eintretende Unbestimmtheit der Aufgabe scheint
übrigens selbst dem Scharfsinne des berühmten Lambert, der sicli doch
viel mit derselben beschäftigt hat, entgangen zu sein; denn sein Vor-
schlag, wodurch, wie er glaubte, das Missliche bei dieser Aufgabe
sehen, Statt finden, ob man gleich sonst viel weiter damit reichen könnte. Denn die
Geschwindigkeit des Kometen ist gerade dann am ungleichförmigsten, wenn seine
Bewegung sich am mehrsteu der geraden Linie nähert, und umgekehrt.
9*
20
Abhaudluiiu-eu.
grösstentheils gelioben werden könnte, macht sie eben ganz iudeterminiit
nnd also unbrauchbar.')
Die Gleichungen des ersten Grades, welche die Geometrie darzu-
bieten scheint, die Distanz des Kometen von der Erde unter Voraus-
setzung seiner geradlinigen und gleichförmigen Bewegung zu bestiniuieii.
sind demnach nicht brauchbar, weil hier die Distanz desselben durch
Grössen eben der Ordnung gefunden werden nuiss, die man durch jene
Voraussetzung venuichlässigt.
§ 25.
Wenn man annimmt, die Chorden der Koinetenbahn und der Erd-
bahn zwischen den Gertern derselben in der ersten und dritten Be-
obai-htung werden von den mittleren radiis vedoiibiis im Verhältuiss
der Zeiten geschnitten, so lässt sich das Verhältniss der wahren oder
kurtirteu Distanzen des Kometen von der Erde in der ersten und dritten
Beobachtung bestimmen. \\ir werden dies im folgenden Abschnitt
näher sehen. Nun lässt sich wieder mit der dritten Beobachtung eine
vierte und fünfte verbinden, und so wird man das Verhältniss der
Distanzen in der ersten, dritten und fünften Beobachtung angeben
können. Man braucht aber nur das Verhältniss dreier Distanzen des
Kometen von der Erde zu wissen, um die Distanzen selbst blos aus der
Bedingung zu finden, dass die drei Oerter des Kometen in einer und
derselben Ebene, die durch den Mittelpunkt der Sonne geht, liegen.
Fig. 1.
recht in (', so dass BC=
- z.
§ 2t;.
Um dies zu zeigen, darf man
nur überhaupt eine Gleichung
zwischen x, y, z und der Länge
o des Knotens und der Neigung der
Bahn des Kometen suchen. E.s
sei Fig. 1 8 der Mittelpunkt der
Sonne, ST eine Linie nach dem
Punkt der Frülilings - Nacht -
gleiche, S&> die Knotenlinie.
Ferner sei SA - ^ x, Aß = y.
über B stehe der Komet senk-
Fällt man nun aus B auf SSh die Linie BD
') .\8trnnumiRches .Inlirliudi 1T7!<, S. I(i8 ff. Dass Itcir üciscovicii schon
viir liiiiircr Zeit rlie riilnaiiclilnirkiit der Houoi-KK'sclien und der in dem jetzigen
I'iiiaeni|ilicn abifcliandtltuu .Metliude zur liesfimniung der Distanzen des Kometen von
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eines Kometen zu beiechuen. 21
senkrecht, so ist BDC= der Neigung der Bahn. Es sei nun ShST
oder die Länge des Sl = h, CDB oder die Neigung der Bahn = i, so ist
AE = X tang/(,
also
BE= y — X tang h ,
ferner
BD = BE cos h = y cos h — x sin /* ,
und
BC = z = BD tang i = ?/ cos h tang i — a; sin li tang i.
Für drei Beobachtungen wird man also drei Gleichungen von der Form
^ = ?/ cos h tang / — x sin h tang l
haben. Jede enthält, wenn die Verhältnisse der kurtirten Distanzen
gegeben sind, nur drei unbekannte Grössen') q, h und l, die sich also
daraus bestimmen lassen.
§ 27.
Es sei also e " = Mq, q" = Nq, so haben wir z' = q tang /?',
z" = Mq tang ß", und z'" = Nq tang /S'", und damit lassen sich die
drei Gleichungen so ausdrücken:
■'ö^
Q y' — x' tang h
cos h tang i tang ß'
q' y" — x" tang h
cos h tang t il/ tang ß"
q' __ y'" - x'" t&ngh
cos h tang i iV^ tang ß'"
Folglich ist
{y' — x' tang /i) if tang ß" = (?/" — a;" tang h) tang /i'
und
(y — x' tang /< ) N tang //" ^ ( ?/'" — x'" tang /i) tang ß'.
Setzt man nun in diese Gleichungen die Werthe von x', x" , .•r'",
y' 1 y" • y'" 1 so erhalt man zwei Gleichungen, die nur die beiden un-
bekannten Grössen o und tang // enthalten. Jede derselben kann also
nach Gefallen und zwar durch eine Gleichung des zweiten Grades ge-
funden werden. Bestimmt man /j, so hat die Auflösung die grösste
Aehnlichkeit mit derjenigen, die Herr Professor Hennert gegeben hat;
sucht man aber p', so verfällt man auf Formeln, die denen ganz analog
sind, die Herr Du Se./our gefunden hat, und die er als so brauchbar rühmt.
der Erde erwiesen hat, weiss ich blos aus Herrn De La Lande, Astronomie, ome
Eilit., Tome III, p. 232, 233. Da ich Herrn Bdscovich's Schriften nie gelesen habe,
■^11 kann ich nicht sagen, ob mein Beweis mit dem seiuigen gleich ist.
'J X, y, z sind nämlich durch q gegeben. Siehe § 7.
22 Abhaudhuigen.
§ 28.
leb will mich hier nur bei der letzten aufhalten, und den Werth
von o' suchen. Man schalte alsn aus den beiden Gleichungen tang Ii
weg, so ist
y" tang ^-J /y' tang r _ y"' tmg ß' - Xi/' terng ß"'
x" tang ß' — J/.x' tang ß" x"' tang ß' — Xx' tang ß'"
Folglich
tang ß' [y"x" - y"'x") + M tang ß" {y"'x' - y'x'")
-\-Nta.ngß"'{x"y'-x'y")^0,
welches eine Gleichung des zweiten Grades ist. Nun haben wir § 7:
x' =-e'cosa' — E'cosA',
x" = Mq cos a" — R" cos A" ,
x'" = Nq' cos a'" — E'" cos Ä'",
y' =e'sinf/ — ij"sin.4',
y" = Mo sin a" — B" .sin A' ,
y'" = Xo sin a'" — i?'" sin A'".
Setzt man diese sechs Werthe in die Gleichung, so findet man nach
einigen leichten Zusammenziehuiigen, und wenn man der Kürze wegen
annimmt
P= J/ tang ß"E'B"' sin {A'" — Ä) — tang ß'E"E"' sin {Ä" — A")
— X tang ß"'E'E" sin (.4" — .1'),
Q -= M tang ß" (E'" sin (.4'" — a') + XE' sin («'" — A'})
— tang ß' (ME'" sin {A'" — a") -}- JVi?" sin (n" — .4"))
— X tang /i'" (ii'" sin (.4" — a) + .Vii" sin (a" — A')),
S = MX (tang /9" sin (a'" — a') — tang ß' sin (a'" — a")
— tang/?"' sin (a" — «')),
die (|uadratische Gleichung
Sq"~Qo' + F=0,
woraus sich denn .sogleich
-"==2S±l/ 4Ä^"S'
odei-
Q^VQ- — iSP
25
ergiebt. Dies ist im Grunde mit der Formel des Herrn Dr Sf-..juin
übereinstimmend: nur, dünkt mich, ist der ^^'eg, auf dem hier die
i|uadratische Gleichung für o gefunden worden ist, viel leichter und
kürzer, al.s derjenige, den jener giusse Analyst gewählt hat. yo wird
1. üeber die bequemste Methode, die Balin eiues Kumeten zu bereeliuen. 23
sich auch eine iiuadratische (Tleichung für tang /; aus den § 27 an-
gegebenen Gleichungen viel bequemer finden lassen, als es Herr Hexxert
vorgetragen hat.
§ 29.
Herr Pin(;ee hat sowohl die Methode des Herrn Du Sejouk,
als die des Herrn Henneet in der Rechnung versucht, allein beim
Gebrauche sehr mangelhafte Resultate gefunden. Die Koefflcienten
S, Q, P wurden immer sehr klein, und deswegen hatten die geringsten
Fehler der Beobachtungen immer einen ungemein grossen Einfluss auf
den Werth der unbekannten Grösse: einen so grossen Einfluss, dass er
deswegen Herrn Hf.xnekt's Auflösung für ganz unbrauchbar erklärt.
Und was von Herrn Hexxert's Auflösung gilt, lässt sich auch auf die
des Herrn Du Se.jour anwenden ; denn beide sind Folgen aus denselben
Gleichungen.
§ 30.
Es wird wohl der Mühe werth sein, dies etwas näher zu unter-
suchen, um über die Brauchbarkeit dieser Methoden richtig urtheilen
zu können. Es ist einleuchtend, dass die Auflösung eine geometrische
Schärfe haben würde, wenn 1. die Beobachtungen völlig genau, und
2. die Verhältnisse der Distanzen M und A" richtig bestimmt wären.
Letzteres ist nicht der Fall, weil eine nicht ganz richtige Hypothese
dabei zum Grunde liegt, und völlig richtige Beobachtungen gehören
unter die frommen Wünsche. Nun hängt aber der Werth von o' in
des Herrn Du Se.joue Formeln lediglich coii der sclie'ntharfii Kriimmnyig
der Kometenhahn, oder von der Abweichung der scheinbaren Kometen-
bahn von einem grössten Kreise ab. Liegen nämlich die drei beobach-
teten Oerter des Kometen in einem grössten Kreise der Sphäre, so
ist der Koefficient von o'-, oder S = 0. Dies lässt sich so übersehen.
Es ist nämlich
S = MN (tang ß" sin (a'" - a' j — tang ß' sin (a'" — a")
— tang/)"" sin (a" — a')).
Nun wird
tang ß" sin in" — «') — tang ß' sin ia" — a")
— tang ß'" sin («" — a') = 0,
wenn die drei Oerter in einem grössten Kreise liegen. Denn gesetzt,
der Abstand des Kometen der Länge nach gerechnet, von dem Punkte,
wo dieser grösste Kreis die Ekliptik schneidet, sei in der ersten Be-
obachtung = 9 , und die Neigung dieses grössten Kreises gegen die
Ekliptik = /(, so ist
24 Abhandluugen.
tang/J' ^^tangMsin^i,
tang/J" = tang /( sin (9^ + a" — a),
taug ß'" = taug 11 sin (9 -\- a" — «').
Setzt man diese '\^'el•tlle in die obige Gleicliung, und dividirt mit
tang/<, so hat man
sin (9' + u" — a) sin (a'" — «') — sin 9' sin {a" — n")
— sin (9' + a" — n) sin (a" — a'),
welches offenbar = ist.
Herr Du SE-Joru sucht die quadratische Gleichung nicht für -_/
oder die kurtirte Distanz, sondern für den wirklichen Abstand, den
er a' nennt. Allein sein Koefficient von A'" ist ebenfalls = 0, sobald
die drei Oerter des Kometen in einem grössten Kreise liegen. Er heisst
nämlich, in unsere Buchstaben übersetzt:
sin ß' cos ß" cos ß'" sin (a" — a") + sin ß" cos ß' cos ß'" sin [a" - a)
+ sin ß'" cos ß' cos ß" sin {n — a").
wo man nur mit cos />" cos /?" cos /}'" dividiren darf, um unser -S zuhaben.
§ 31.
Es würde sich nun auch zeigen lassen, dass die übrigen beiden
Koefficienten für diesen Fall, der im Grunde mit der Voraussetzung
der geradlinigen und gleichförmigen Bewegung übereinkommt, ver-
schwinden müssen. Allein man kann jetzt schon hinreichend über die
Brauchbarkeit dieser Methode urtiieileu. Da nämlich drei einander
nahe Beobachtungen eines Kometen immer auch sehr nahe in einem
grössten Kreise liegen, so müssen die Koefficienten N. L* und Q, die
lediglich von der Krümmung der scheinbaren Kometenbahn abhängen,
immer seiir klein sein: und dieser ihr kleiner "W'erth kann durch die
unvermeidlichen Fehler der Beobachtung gänzlich verändert werden.
Man nehme noch hinzu, dass M und A', oder die Verliältnisse der
kurtirten Abstände nicht geometrisch genau sind, und so ist diese
Methode bei drei unter sich sehr nahen Beobaclitungen schlecliterdings
niclit zu gebrauchen und wird gewöhnlich ein von der W'ahrlieit un-
gemein abweichendes Resultat geben. Wenn man indessen mehrere auf
einander folgende, unter sich nahe und genaue Beobachtunsjen hat. dass
die erste, mittlere und letzte Beobachtung schon zienilicli entfernt von
einander sind, für die man M und N aus den zwischenliegeuden be-
stimmen kann, so wird man freilich auf etwas von der Wahrheit nicht
ganz Entferntes kommen können. '1 Nur wird .sodann die Rechnung
') Und zwar um so mehr, je stärker die scheinbare Koiuetenhalni von einem
fi^rössten Kreise abweicht. Diese Abwcichune: ist al)rr nni so viel grösser, je ungleicher
1. l'eber die bequemste Methode, die Balin eines Kcjmeten zu berechnen. 25
nicht wenig weitläufig, und der Erfolg doch immer zu unsicher bleiben,
als dass man nicht die bequemeren und zuverlässigeren Approximations-
Metlioden diesen Gleichungen des zweiten Grades vorziehen sollte.
§ 32.
Es scheint nicht, dass Herrn Dr Sejouk oder Herrn Hennekt
diese natürliche Ursache der wenigen Brauchbarkeit ihrer Methoden
aufgefallen wäre. Ersterer ist indessen wenigstens praktisch davon
überzeugt worden, indem er in seinem neueren "Werke statt dieser eine
andere angiebt, die ich hier aber nicht umständlich auseinanderzusetzen
brauche, da ich bei aller Achtung, die ich für diesen berühmten, nun
verewigten Gelehrten hege, dreist behaupten kann, dass sie nur eine
sehr mühsame, weitläufige und wenig genaue Approximations-Methode
ist.') — Genug, dass weder Gleichungen des ersten noch des zweiten
Cirades, worauf man zur Bestimmung einer Kometenbahn verfallen ist.
mit wirklichem Nutzen in der Ausübung angewendet werden können.
Dritter Abschnitt.
Kurze und leichte Methode, die genäherten Bestimmungsstücke
einer Kometenbalin zu finden.
§ 33.
Aus dem Vorigen ist es also erwiesen, dass, wenn man nicht mit
De La Caille durch unzählige Versuche eine Kometenbahn nach und
die Abstände des Kometen und der Erde von der Sonne sind, besonders wenn sich
der Komet zugleich nicht weit von der Quadratur befindet, oder weder der Oppo-
sition noch der Koujuulition sehr nahe ist.
') Durch eine sehr sinnreiche Analyse sucht Herr Du S^.jour das Verhältniss
der Distanzen in den drei Beobachtungen zwar genauer, als es nach § 25 geschieht,
aber auch so, dass in diesen Verhältnissen ein von der noch unbekannten Distanz
von der Sonne abhängender Faktor vorkommt, sie also erst durch wiederholte Nähe-
rung genau gefunden werden können. So 1)ringt er die Distanzen auf eine un-
bekannte Grösse zurück, liestimnit daraus die Länge der C'horde, und vergleicht diese
auf Xewtox's nicht ganz scharfe Art mit der Zeit. Diese Methode erfordert sehr
mühsame vorbereitende Rechnungen, ist nur auf Kometen anwendbar, von denen man
eine ganze Folge genauer Beoljachtungen hat, und giebt doch nach einer langweiligen
Arbeit nur ein genähertes Besultat. Siehe Du Sfi.jouR, Traite amihjtique des moiire-
mcns apparens des corps Celestes. Tom. II.
26
Abliandhinsren.
nach, fast möchte ich sagen, errathen will, nothwendig eine nicht ganz
wahre, nur der Wahrheit nahe kommende Voraussetzung angenommen
werden müsse, die dies gar zu verwickelte Problem zur ersten ge-
näherten Auflösung melir vereinfacht. Mit Herrn Boscovich das Stück
der Kometenbahn zwischen den Beobachtungen als geradlinig und mit
gleichfiirmiger Geschwindigkeit durchlaufen anzunehmen, ist etwas zu
gewagt und giebt in den mehrsten Fällen eine noch zu sehr von der
Wahrheit abweichende Bestimmung. Denn hier macht man nicht eine,
sondern zwei falsche Hypothesen: die geradlinige Bewegung und die
gleichförmige Geschwindigkeit. Viel näher kommt man der Wahrheit,
wenn man sich blos mit dem Satze begnügt, dass die Chorde der
Jvometenbalin von dem mittleren radius vedor im Verhältniss der Zeiten
geschnitten werde. Und nimmt man nun zugleich an, auch die Chorde
der Erdbahn werde im nämlichen Verhältnisse geschnitten, so erhält
man eine zwar indirekte, aber so leichte und bequeme Methode, die
genäherten Elemente einer Kometenbahn zu berechnen, als man sich
nach der Schwierigkeit des Problems vielleicht kaum vorstellen sollte.
Es sei also .S' die Sonne, A, B, C drei Oerter des Kometen in dreien
in Ansehung der Zwischenzeiten nicht sehr verschiedenen und über-
haupt nicht weit von einander entfernten Beobachtungen, a, h, c die
drei Oerter der Erde zu den Zeiten der drei
Beobaclitungen: so nehme ich au, dass die
mittleren radü vedores SB, Sh die Chorden
ÄC, av in D und d im Verhältniss der
Zwischenzeiten schneiden, su dass, wenn mau
die Zeit zwischen der ersten und zweiten
Beobachtung i'. zwischen der zweiten und
dritten Beobachtung /" nennt.
ad : de =ÄD:I)C -■ t':t"
sei. Diese Voraussetzung ist nicht voll-
kommen wahr: sie weicht aber sehr wenig
vun der Wahrheit ab, wenn die i^ogen ä(\
ac klein sind. Die Zeiten verhalten sich
nämlich eigentlich wie die parabolischen und elli]»tischen Sektoren AKBS.
BM(JS, anhS, bmcS: die Abschnitte der Chorden aber, wie die trian-
gulären Sektoren ABS, CBS, abS, bcS. Allein 1. sind, wenn die Bogen
klein sind, überhaupt die parabolischen uihI elliptischen Sektoren sein
wenig grösser, als die triangulären, uämlidi nur um die kleinen Segmente
AXBA. JIM('B, aiibu, limdr^ es ist klar, dass, wenn die Bogen und
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eines Kometen zu herechueu. 27
also auch die Sektoren selbst kleine Grössen der ersten Ordnung sind,
diese Segmente nur Grössen der dritten Ordnung sein werden ; 2. werden
diese Segmente mit den Sektoren, nur freilich nicht im einfachen Ver-
liältniss der Sektoren, gi-össer oder kleiner; und 3. giebt es für jeden
parabolischen und elliptischen Bogen einen radius vedor, der die Chorde
genau im Yerliältniss der Zeiten schneidet, oder für den auch wieder die
kleinen Segmente AisBA, BMCB etc. genau im Yerhältniss von
AD : DC sind. Unter welchen Umständen dies bei der Parabel Statt
findet, haben Xewtox, Gregory und A'orzüglich LA:iiBERT untersucht,')
und überhaupt gezeigt, dass bei kleinen Bogen sehr wenig an diesem
Yerhältniss fehlen kann, wenn die Zeiten nicht sehr ungleich sind. Bei
der Erdbahn wird der Fehler in dem Falle der fast gleichen Zwischen-
zeiten noch um so viel geringer sein, da diese Bahn von einem Kreise
so wenig verschieden ist.
§ 35.
Nach dieser Yoraussetzung wird sich nun leicht der scheinbare
Ort des Kometen zur Zeit der mittleren Beobachtung bestimmen lassen,
den er ^\ürde gehabt haben, wenn die Erde in d und der Komet in D
gestanden hätten. Denn einmal liegen die scheinbaren Oerter von
A, D, C aus a, d, c gesehen in einem grössten Kreise der Sphäre;
zweitens liegen auch b, d, S, D, B in einer Ebene, folglich alle Punkte
der Linie BS, aus einem beliebigen Punkte der Linie hS gesehen, in
einem und demselben grössten Kreise. Man darf also nur den Durch-
schnittspuukt dieser beiden grössten Kreise auf der Sphäre suchen, um
die Lage der Linie dD zu finden. Der erste grösste Kreis wird durch
die beobachteten Oerter des Kometen in der ersten und dritten Be-
obachtung, der zweite durch die mittlere Beobachtung und den Ort der
Sonne zur Zeit derselben bestimmt. Nimmt man nun
tang/S'" ,„ ,.
C0t.T= . ,„ ^-TT- ^ — COt(a — «),
sm(a — o)taug/9
so ist .-T ein Bogen, der von a abgezogen den Punkt giebt, wo der
durch die beiden äussersten Oerter des Kometen gezogene grösste Kreis
die Ekliptik schneidet, und zwar unter einem A\'inkel (/, der durch die
Gleichung
tang/S'
fang (/
sm -T
'j Xewtox, Prineip. l. III. lemma VIII. Gregory, Astronom. Fhys. et Geom.
ekm. l. V. 2»: XVIII. Lambert, Beiträge, Th. 3, S. 261 ff. Man vergleiche auch
L.VMBEHT, Pfopriet. histgn. orbitac com. §49, öO. Astrouoiiiisclies Jahrliuch 1779.
S. 16f> u. f.
28
Abhandluii!>:eii.
bestimmt wird. Die Länge des Punkts, wo der andere grösste Kreis
die Ekliptik schneidet, ist = A". oder gleich der Länge der Sonne in
der mittleren Beobachtung, und seine Neigung i^ findet sich
tang d ■■
tauig ß"
sin {A" — a")
Damit lässt sich nun die Lage des Durchschnittspunkts beider grössten
Kreise gegen die Ekliptik leicht finden. Denn es sei
cot a =
tangj;
tang d sin {A" + .-r — a)
so ist a — .T -j- o die Länge dieses Punkts, die ich e
und die Breite y" ergiebt sich
taug /" = tang j; sin o.
cot (.4" + .7 — a'),
nennen will.
Da
§ :^6.
unserer Voraussetzung zu Folge die Ciiorde der Kometen-
bahn AC, und die Chorde der Erdbahn «r
A-on den Gesichtslinien aA, dB, cC im Ver-
hältniss der Zeiten geschnitten werden, so
muss dies nämliche Verhältniss auch bei
allen orthographischen Projektionen dieser
Chorden und liesichtslinien Statt finden. Es
sei also CDA die auf die Fläche der Erd-
bahn projicirte Chorde der Kometenbahn.
acd wie vorhin die Chorde der Erdbahn.
aA, dD, cC nach den drei gegebenen
Längen «', r". <i"' gezogen, so ist
CO:AM=
CD
AD
Hin ('()/> ' sinDil/.4
cO : aM=
cd
sin C(JJJ
ad
sin DMA
Da nun
und
ist, so ergiebt sich
rd:ad^CD:AD=t":t'
Cc = CO -f cO,
Aa^AM+ail
Aa:Cc-.
f t"
sin DMA ' sin COD'
I
1. T'eber die beiiuenirste Methode, die Bahu eines Koineteu zu berechnen. 29
Es ist aber BMA = dem Unterschiede der Längen in der ersten und
zweiten Beobachtung- = c" — a, und (JOD = dem Unterschiede der
Längen in der zweiten und dritten Beobachtung = a"' — c": ferner
sind Aa, Cc die kiu'tirten Distanzen des Kometen von der Erde in der
ersten und dritten Beobachtung, die wir oben o', o'" genannt haben.
Demnach ist
t' t"
"' ■ -'" ^ sin (c" — a') ■ sin (a'" — c") '
also
,„ , r sin (c" -a') „,
t Sin (a — c )
wodurch das Yerhältniss der kurtirten Distanzen des Kometen in der
ersten und dritten Beobachtung gegeben ist.
§ 37.
Diese Art, den A\'ertli von J/ oder das Yerhältniss der kurtirten
Abstände zu finden, ist indessen weder allgemein brauchbar, noch immer
am bequemsten. Es giebt nämlich L einen Fall, wo man sie gar nicht
brauchen kann: bei Kometen nämlich, deren scheinbare Bewegung fast
senkrecht auf die Ekliptik, oder deren Bewegung in der Länge sehr
gering, in der Breite sehr beträchtlich ist. Hier werden die Bogen
r" — a. a" — c" zu klein, und also wird M sehr unsicher gefunden
werden; 2. einen Fall, wo man sie brauchen muss: bei Kometen näm-
lich, die in der Nähe ihrer Quadratm- sich langsam, besonders in An-
sehung der Breite, bewegen. Hier kann die folgende Methode misslich
werden; 3. einen Fall, wo man sie der vorzüglichen Bequemlichkeit
wegen brauchen wird: dann nämlich, wenn die Zwischenzeiten sehr
klein, oder die Beobachtungen nicht sehr genau sind. Hier wird es
ohne Bedenken erlaubt sein, statt der korrigirten Länge c", unmittel-
bar u" zu gebrauchen, und sich so die ganze Berechnung des § 35 zu
ersparen. Es ist dies eben so viel, als wenn man annähme, dass die
Linien Bh, Dd (Fig. 2) einander parallel sind, und daran kann sehr
wenig fehlen, wenn die Bogen ac, AC klein, und also die Linien hd,
BD sehr klein sind. Dann hat man sogleich
rsin(a" — «')
J/=
t' sin {a" — a")
§ 38.
Da alle orthographischen Projektionen der Gesichtslinien die ortho-
graphischen Projektionen der Chorden in dem nämlichen Yerhältniss
gQ Ali!iaiiil!nuu:eii.
schneiden, so darf man. eine allgemeiner brauchbare Formel zu finden,
diese Linien nur auf eine El)ene projicircn, die auf der Ebene der
Ekliptik senkrecht steht, und auf der auch wieder der mittlere radiit.^
vector für die Erde senkrecht ist. Diese Eliene hat bekanntlich auch
schon Lambert mit Vortheil gewählt. Macht man sodann
*^"^^ = sinU"-a 'T'
taug}'"
tangO -- --J ,n n\^
sin {Ä — c )
, ,,„ tang/J"'
sm(A — a )
so sind b'. b", V" die Winkel, die die Gesichtslinien in der Projektion
mit der projicirten ('horde der Erdbahn machen. Hierbei ist nun
ottenhar
tang y" tang ß"
sin(.4"-^"y ~ sin {Ä' — n") '
also wird die Recliuung zur Bestimmung von c" und y" unnöthig. Setzt
man nun den projicirten Abstand in der ersten Beobachtung = (5, in
der dritten Beobachtung ^ Nd, so ist, weil auch hier die Chorden im
Verhältniss der Zeiten geschnitten werden.
^^ t" sin (b" — b'
Nun ist aber
r sin (b"' — b"}
d cos b'
iin(^" — a')'
Nd cos b"
' = Mo'
sin(^" — a'")
folglich
M=
t >
cos b'" sin (.1" — «') sin (b" — b') t"
cos &' sin {A" — a") sin {b'" — b")(
^ sin JA" — a') (tang b" ~ tang V) t"
~ sin {A" — a'") (tungb'" =^täng 7/')^ '
_ (tang ß" sin {A" — a) — tang ß' sin (A" — «"))*"
~ (tang7"' sin {A" — a") — tang^" sin {A" — r/"^~ *
Ein sehr becpiemer Ausdruck für .1/. der sich zur Reohnuns' noch etwas
gesciimeidiger so vorstellen lässt,
(»nsin(J." — a') — tang/J')r
~ (tang p^ mlin(4" — a"')K '
1. Ueber die bequemste Methode, die Baliu eines Kometen zu berechnen. 31
indem man nämlich der Kürze wegen
tang- ß"
sm (A — a )
>etzt.
§ 39.
Damit ist also das Verhältniss der kurtirten Distanzen des Kumeten
\on der Erde in der ersten und dritten Beobachtung- gegeben. Um
nun die Distanzen selbst zu finden, müssen wir dui'ch sie die C'horde AC.
Fig. 2, und die beiden radii vedores SA, SC bestimmen und die ge-
fundenen ^^"erthe sodann mit der Zeit vergleichen, die der Komet ge-
braucht hat, von A nach C zu kommen. Sind nun die beiden Distanzen
der Erde von der Sonne in der ersten und dritten Beobachtung .S'«,
SV = B', E'", die beiden Abstände des Kometen von der Sonne SA.
SC = r'. ?•'", so ergiebt .sich sogleich
r'- =B"- — 2 R'q cos {Ä — d) + q- sec ß'-,
r"- = B'"- — 2B"'Mo cos (Ä" — a'") + M-q"^ sec/3'"-.
§ 40.
Die Chorde /." ist nach § 7
J," = V (V" — a;')- + (y'" — y'f + (/" — ^'f-
Entwickelt man diese Formel, und erinnert sich, dass:
r'- =a;'--f-y'- + ^-,
r - = x - + 7/ 2 + ^ -,
so wird
A;" = V r'- + r'"' — 2x'x"' — 2y'y"' — 22'z'".
Nun ist § 7
x = Q cos a — B' cos ^4' ,
y' =Q'sma' — i2'sin.4',
z' =Q'ta,ügß',
x'" = Mo cos a" — B'" cos A'",
y'" = 2£<J sin u" — E" sin .4'",
^"'=J/»'tang/i"'.
Folglich hat man
x'x'" + y\j" = B'R'" cos {Ä" — A') — g'E" cos (A'" — a')
— Mg B' cos (A' — a") + Mq- COS I a" — «' )
und
z'z'" = Mq- tang ß' tang ß'".
32 AliliaiiiUiiUücu.
also heisst die ganze P^oniiel
jr- = r'- + )•'"■- — 2 R' K" cos ( A!" — Ä\ + 2 y' A"" cos ( A!" — a')
+ 2 MoR' cos U' — «'" ) — 2 Mo'- cos {a" — a')
— 2 Mo'- tang ß' taug /}'" ,
Wdfiir man der Kürze wegen
schreiben kann.
§ 41.
Ist nun T die Zeit zwischen der ersten und diitten Beobachtung,
so ist nach L.\mbeht's schönem Theorem
(r' + /" + U'\^ _ [)■• + r'" — k'
T =
in
3V2
In diese Formel unsere gefundenen Werthe für *•', /" und k" gesetzt,
würde freilich auf eine ungeheure, schwer aufzulösende Gleichung führen,
lune Gleichung, die sich indess auf den zwölften Grad bringen lässt,
wenn man statt der eben angegebenen LAMSERT'schen Formel die Nähe-
rung des Herrn Du Sejour gebrauchen wollte, der
^,_ {r'-{-nk"'-
4f
setzt, und die sogar nur vom sechsten Grade .sein wird, wenn nuiu
sich erlaubt
2 V 2
zu setzen, welches allerdings nur dann einigennaassen angeht, wenn
/•' und /•'" wenig von einander verschieden, also k" und T selir klein
sind. Allein wir brauchen alle diese etwas misslichen Abkürzungen
gar nicht. Denn wenn sich gleich der Werth von o' nicht unmittelbar
aus der LA.MHEKT'schen Formel finden liisst, so wird man ihn docli
durch einige wenige Versuche leicht entdecken. Wir haben nämlich
r' -= V Ä'- — 2R' cos {A' — a') . q' -j- sec ß'- . q'^,
r"' = VE'"* — 2J/i2"' cos (A'" — a'") . q' + M'- sec ß'"- . q'\
k" ^^YF+Oq' + Hq'\
In diesen drei Gleichungen sind alle Koefficienten von o bekannte,
in Zalilen berechnete Grössen, ^lan darf also nur einen W'crtli von <_/
annehmen, um sogleich blos durcli das Ausziehen dreier (Quadratwurzeln
r', )•'" und k" zu haben. Aus diesen ergiebt sich sodann ohne Mühe
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eines Kometeu zu berechnen. 33
aus der Tafel für den parabolischen Fall gegen die Sonne, oder durcli
unmittelbare leichte Berechnung die Zeit, die zwischen den Beobachtungen
nach dem angenommenen A\'erthe von q hätte verstreichen sollen. Diese
Zeit mit der beobachteten verglichen, zeigt leicht, ob man den ange-
nommenen Werth von q vermehren oder vermindern müsse, um der
beobachteten Zwischenzeit näher zu kommen. Man kommt sehr bald
der ^^"ahrheit nahe genug, um alles Uebrige durch eine leichte Inter-
polation nachzuholen. Selten wird man melir als vier, höchstens fünf
Voraussetzungen nöthig haben, und bei den ersten zwei oder drei braucht
die Eeclmung gar nicht scharf geführt zu werden. So viel kann ich
wenigstens versichern, dass die Bestimmung des wahren Werths von o
aus obigen drei Gleichungen immer noch weit bequemer sei, als die
Auflösung einer Gleichung des sechsten Grades.
§ 42.
Sobald man den A\'erth von q gefunden hat, ist die Bestimmung
der ganzen Bahn leicht. Denn die Eechnung giebt schon unmittelbar
r', r", o', und o'" = Mq'. Nennt man nun die heliocentrischen Breiten
in der ersten und dritten Beobachtung /', /'", so ist
. ., g'tmgß' . .,„ e"'tang/J"'
sm / = y^-- j sin /. = jiT^— ■
r r
Ferner mögen die beiden heliocentrischen P^longationen des Kometen
von der Erde e, e" heissen, so haben wir
, Q sin (A' — a')
sm e = ; Ti- )
r cos X
Q Sin [A — a )
Sine
' cos X"
wodurch die beiden heliocentrischen Längen, die ich C" und C" nennen
will, gefunden werden. Es sei nun
cot OJ = r;^.^- ^ - cot (C"" - C") ,
tang A sm (C — C) ^ '
SO ist w die Entfernung des Kometen in der ersten Beobachtung, der
Länge nach gerechnet, vom aufsteigenden Knoten: also C" — w die
Länge des Knotens. Die Neigung der Bahn ergiebt sich durch die Formel
, . tang ;.'
tang % = — V-- —
° sm Vi
(ilbeis 3
f{4 Abhaudluugeu.
Für die beiden heliocentrisclien Eiitferuungen des Kometen in der Ebene
seiner Bahn vom Knoten u\ u'" ist
cos u' = cos x' cos CO,
cos u'" = cos /'" cos {€'" — C + w),
so dass «'" — u' = dem Unterschiede der beiden wahren Anomalien in
der ersten und dritten Beobachtung' sein wird. Nennt mau nun 9 die
wahre Anomalie in der ersten Beobachtung, so ist nach bekannten
Eigenschaften der Parabel
tang 4- <p = cot — —
V?
dadurch ist die Länge des Periheliums gegeben. Der Abstand der
Sonnennähe n ergiebt sich
:t = r' cos i (p-,
und so findet sich auch leicht die Zeit des Periheliums entweder durch
unmittelbare Berechnung, oder durch eine der vielen zur Erleichterung
dieser Rechnungen dienenden Tafeln.
§ 43.
Gewöhnlich wird man, sobald man g' gefunden hat, neugierig genug
sein, alle Elemente der zu berechnenden Kometenbahn kennen zu lernen,
um auch alle in dem vorigen Paragraphen angegebene Rechnungen vor-
zunehmen. An sich ist dies übrigens nicht immer nöthig. Die hier
gt'fundenen Bestimmungsstücke bedürfen nachmals noch immer einer
Verbesserung, und man braucht deswegen jetzt nur die zu berechnen,
aus denen sich diese Verbesserung ableiten lässt. Es ist, wie Herr
De L.\ Plack sehr richtig bemerkt, gut, in einer so langen Rechnung
jede unnöthige Arbeit zu ersparen. A\'ollte man sich also blos mit dem
Nothwendigen begnügen, so werden entweder Länge des Knotens und
Neigung der Bahn, oder auch Zeit und Abstand des Periheliums hin-
reichend sein, je nachdem man eine oder die andere von den unten vor-
kommenden Verbesserungsmethoden wählen wird. In dem ersten Falle
können also alle, auf das Perihelium und die wahre Anomalie Bezug
habende l'^ormeln wegfallen: und im zweiten ist es unnöthig, die Länge
des Knotens und die Neigung der Bahn zu berechnen. Es sei (('" — u',
oder der Winkel, den die beiden radü vcdores an der Sonne einschliessen.
1. Ueber die lieqnemste Metliode, die Bahn eines Kometen zn berechnen. 35
= %, also X der Unterschied der beiden wahren Anomalien in der ersten
und dritten Beobachtung, so ist unmittelbar
r"^ + )•'"■-— r-
cos;; = W?" '
woraus sich denn sogleich (f durch die Formel
V
v;™
tang|^ = cot|;j- .„1..
mithin auch Zeit und Abstand des Perilieliums ergiebt. Der "Werth
von <f lässt sich noch unmittelbarer berechnen. Denn es ist
smir = 47v '
cosi;c^ = ^ \J„^, >
also
CGI -rPJ ^„2 / ,„ ^y
und damit wird
V(r"' + r')- — r-2 — 2/
tang 4-y^-- ,
§ 44.
Ich will hier nun die bei Berechnung eines Kometen nöthigen
Formeln sammeln, damit man das Ganze leichter übersehen könne.
Man sucht also zuerst
tang ß'
sin (Ä — a)
und
(msin(4"— a') — tang^')r
J/=
{tmgß"' — msia{A" — a"))t'
Hierauf berechnet man die Koefficienten von o, g'^ in den Formeln
/2 _ ji'2 _2E' cos (A' — a') . o + sec ß''- . q-,
r'"- = R'"- — 2 MB'" cos {A!" — «'") . o' + iP sec ß'"- . q'%
j."-2 ^ ,.-2 ^ ,.--2 _ 2ii'iJ"' cos {Ä'" — .4') + 2R'" cos (A'" — a') . g'
+ 2 ilii?' cos (.1' — a'") . o' — 2 J/cos («'" — a') . o'-
— 2J/tang^'tang/S"'.o'■-
3*
36 Abhaudhnigen.
und so kann man gleich einen AW'rtli \on o annelimen und durch
wenige Versuche den wahren ^^'erth dieser Grösse bestimmen. Die
leichten und geschmeidigen Formeln der §§ 42 und 43 geben, wenn o'
erst gefunden ist, sehr beiiuem alle übrigen Bestimmungsstücke der Bahn.
§ 45.
Man darf auch nur flüchtig diese Methode mit irgend einer anderen
von den bisher gebrauchten vergleichen, um ihre Kürze und Bequem-
lichkeit schätzen zu lernen. Zudem ist sie allgemein brauchbar und
lässt sicli sogleich anwenden, wenn man einen Kometen nur drei Mal
beobachtet hat. Freilich ist sie nicht ganz genau, weil wir angenommen
haben, die Chorden der Erdbahn und Kometenbahn würden von den
mittleren radiis vcdoribus im Verhältniss der Zeiten geschnitten: aber
man halte diese Unzuverlässigkeit nicht für grösser, als sie wirklich ist.
EuLEK und Lambert haben in Ansehung der Kometenbahn eben das
angenommen: mein Zusatz ist nur. dass ich für die Erdbahn dasselbe
voraussetze, und dadurch wird die Unzuverlässigkeit, oder der Mangel
an geometrischer Schärfe gewiss nie beträchtlich vermehrt, oft ver-
mindert. Sie ist weit genauer, als irgend eine der direkten Methoden,
weil bei diesen immer stillschweigend oder ausdrücklich ein Stück der
Kometenbahn als eine gerade gleichförmig durchlaufene Linie angesehen
wird: oder, wenn man die Bogen mit Herrn De La Place so klein
nimmt, dass diese Voraussetzung durchaus keinen Fehler geben kann,
doch die kleinen Bogen durch eine inissliche Interiiolationsmethode ge-
sucht werden müssen. Zudem werde ich im folgenden Abschnitt zeigen,
wie leicht die wegen dieser nicht vollkommen wahren Vorraussetzung
etwa nöthige Verbesserung nachzulKjlen sei.
§ 46.
Die Kürze und Bequemlichkeit der Methode wird sich indessen
noch besser an einem vollständigen Beispiel übersehen lassen. Ich
wähle dazu den Kometen von 17()9: theils weil die wahir Bahn dieses
Kometen so genau bekannt ist, theils weil man eben auf diesen Kometen
auch die mehrsten anderen Methoden angewandt hat. Folgende Be-
obaclitungen sind aus Pingr/o's Kometograi)hie genommen:
Zeiten
n
ß
Sept. 4. 14"
(»'
80»
56'
11"
17"
51' 3'.»" .südl
,. 8. 14"
W
101"
0'
54"
22"
5' 2" ,.
,. 12. 14"
0'
124"
10'
22"
23"
4:r 55" ,.
1. UfliPi' lue befiuemste Methode, flie Bahn eines Kometen zn berechnen. 37
^'iu- diese drei Beobaclitungeu ist
A
logÄ
162« 42' 5"
0,003 132
lÖÖ" 35' 31"
0.002 (Kiö
170» 29' 20"
0,002 184
Also t' = r=4Tage, t"
Eechnung für M so:
log tang ß"
log sin (A" -
log VI . .
t' = 1 , und T = 8,000 Tage. Nun steht die
«")
log sin {Ä' — a)
log sin (.4" — «'")
log in sin (Ä' — u)
log in sin (.4" — a")
tangr ....
m sin U4" — a") .
tang /J'" — in sin (^4" — a
in sin (J." — a) ...
tang;S'
m sin {Ä' — a) — tang ß'
log 0,122 08 ....
log 0,139 91 ....
log J/
= 9,608 237
= 9, 959 288
= 9,048 949
= 9,998 750
= 9,827 766
= 9,647 699
= 9,476 715
= 0,439 63
= 0,299 72
= 0,139 91
= 0,444 32
= 0, 322 24
= 0,122 08
= 9,086 645
= 9,145 849
= 9,940 796
Nun werden die Formeln
,.'2 ^ jj-2 _ -2 ^' cos (A' — a) . o + sec ß'- . q-,
r"'2 = E'"- — 2 ME'" cos (.1"' — a") . o + M' sec ß"
berechnet, wobei Ijekanntlich
1
sec ß- --
cos ß-
ist, und es findet sich
>•'•- = 1,014 53 — 0,288 54 o + 1,103 83 q-,
/"■- = 1,010 11 — 1,214 71 o' + 0,908 52 o'-,
für die Chorde
k"-
/2 ^ ,.'"2 _ 2E'E"' cos (A'" — A) + IE!" cos (.4'"
+ 2 J/Ä' cos {Ä — a") . g — 2M cos (a" — a)
— 2 3/ tang /?' tang /?'".<?'•-
- a) . o
3g Abliandhmgen.
ist
log iü' . . . - = 0,003 132 log i?'" . . . . = 0,002 18
\ogR"' . . . .-=0,002 184 log cos (A'" — a) = 7^92 67
log cos {Ä'" — A') = 9,iiy597l3 log 7,894 85
log ...... 0,001 292 N. Z = 0,007 850
N. Z = 1,002 98
log ilf . . . . =- 9,940 796 log 31 . . . . = 9,940 796
log i2' . . . . = 0,003 132 log cos («'" — a) = 9,861 378
log cos (.4'— a") = 9,894 275 log 9.802174
log ...... 9,83^203 N. Z = 0,63412
\. Z -- 0,688 974
log M . . . . = 9,940 796
log tang /J" . . = 9,508 175
log tang ß'" . . = 9,643 09^
log 9,092063
N. Z = (1,123 61
Damit sind alle Koefficienten bestimmt. Man verdoppele sie, zähle
die zusammen, die kein o', die o. und die (_>'- multiiiliciren, nnd addire
sie sodann mit den zugehörigen Zeichen zu r'-'-|- ;■""-;
,.'2 _^ ,.'"■• _, 2,024 64 — 1,503 25 q + 2,012 35 q-
— 2,005 96 + 1,393 65 q' — 1,51 546 g '-
7,-"2 = 0,018 68 — 0,109 60 g' + 0,496 89 q'-.
Die drei Gleichungen sind also
r' = Vl,014 53 — 0,288 54 q' + 1,103 83 q-,
V'1,010 11 — 1,214 71 q' 4- 0,908 52 q'-,
k" = yofiiS 68 — 0,109 60 e' + 0,496 89 g'-.
Setzt man nun q'=1, so ist )-'=^ 1,35 . . . , r" = 0,84 . . . , nnd /i;"=0,64 . . ,
und damit die Zeit, worin diese Chorde beschrieben worden, = 27,43 Tage.
Sie wurde aber beobachtet = 8,00 Tage. Folglich ist dieser A\>rtii von
ij viel zu gi'oss.
Man nehme also e = 0,5, so ist r = 1,07, »'"= 0,79 . . , k" = 0,297 . . :
folglich die Zeit =11,76 Tage. Noch zu gross.
Ich setze also o' = | = 0,333.., so wird r' - 1,02.., r"' = 0,84..,
/."= 0,193, und die Zeit — 7,65 Tage. Mitliin etwas zu klein.
Hieraus schliesse ich, dass der wahre A\'erth von q' nicht viel von
*i,:i.".(i verschieden sein kann. Icli setze also p'== 0,345 und =0,350
unil suciie für beide A\'erthe die Zeit genauer
1. üetjer die be(iuemste Metliode, die Bahn eines Kometen zu berechnen.
q' =0,345
o' = 0,350
r = 1,022 92
r' =1,024 09
r'" = 0,836 16
?•'" — 0,834 41
k" = 0,200 02
/," -0,202 95
T = 7,928 2 Tage
T = 8,037 8 Tag
Folglich ist der Fehler der ersten Hypothese — 0,0768, der anderen
-{- 0,0378, und hieraus ergiebt sich der wahre Werth von o' = 0,384 35,
und durch leichte Interpolation r'= 1,023 70, »'"=0,834 99, und
log q'" = log Mq' = 9,482 812.
§ 47.
Um nun die ganze Bahn zu bestimmen, berechnet man die helio-
centrischen Breiten durch die Formel
sin / = ^^ 5J^ ;
r
demnach ist /.' = G«* 17' 43", /'" = 9" 12' 33". Ferner die Elongationen
von der Erde
p sin (Ä — a)
sin £ ^ ^ — ^ — - )
r cos X
wodurch f ' = 19" 48' 18", e" = 15« 25' 39" gefunden wird. Also sind
die heliücentrischen Längen des Kometen
C" = 0^ 2° 30' 23", C" = 0^ 5" 54' 59".
Durch die Formel
ergiebt sich «; = 7" 11' 28". Folglich ist die Länge des niederstei-
genden Knotens (denn die Breiten sind südlich)
= C" — CO = 0^ 2° 30' 23" — 7" 11' 28" = 11' 25" 18' 55".
Die Inklination wird durch
. . tang /.'
tang i = —T-^ —
sm (o
= 41" 23' 20" gefunden. Nun sucht man ii' und »'", wofür wir haben
cos u' = cos /.' cos O),
cos U" = cos ;.'" cos (C"" — C" + CO),
also u' = 9" 32' 47", lo'" = 14" 0' 28", und u"' — u' = x = i" 27' 41".
Ich suche hier fp oder die wahre Anomalie für die dritte Beobachtung,
weil diese der Sonne näher ist, mittelst der Formel
V..
tang i ?) = cot |/ — ^.^y^.
40 Abbaiulluiigen.
giebt -J 9? = 67" 57' 6", also wahre Anomalie des Kometen in der dritten
Beobachtung ^ 135" 54' 12". Addirt man zu 7 die Entfernung des
Kometen vom W, oder it,'" = 14" 0' 28", so eriiält man die Entfernung
der Sonnennähe vom niedersteigenden Knoten = 149" 54' 40": also
Länge des Periheliums 4^ 25" 13' 35". Der Abstand in der Sonnen-
nähe .T ist
--T = r" cos i- (p-
= 0,117 66. Woraus denn aucli endlich die Zeit von der dritten Be-
obachtung bis zum Perihelinm = 24 Tage 20 Stunden 12 Minuten, folg-
lich die Zeit des Perilieliums Oktober 7. 10" 12' gefunden wird.
§ 48.
Die gefundenen Elemente sind also folgende:
Länge des A 5-' 25" 18' 55",
Neigung der Bahn .... 41" 23' 20",
Länge der Sonnennähe 4'- 25" 13' 35",
Abstand der Sonnennähe 0,117 66,
Zeit der Sonnennälie . . 1769 Okt. 7. 10" 12'.
Vergleicht man diese Elemente mit den bekannten, so zeigt sich, dass
sie den wahren sehr nahe kommen. Besonders stimmen sie fast ganz
mit denen, die L.vmbkht angegeben hat, überein, die gleichfalls aus Be-
obaclitungen vor der Soiniennähe, nur mit viel grösserer Mühe und
wiederholter Arbeit berechnet worden sind. Die bei L.vmbert und hier
etwas zu gross herauskommende Inklination scheint man mehr den Be-
obachtungen als der Metliode zuschreiben zu können. Herr Pinget; hat
mittelst derselben Beobaclitungen, die ich hier gebraucht habe, nach
Herrn Dk La Pl.vck's Methode die Bahn des Kometen berechnet: sein
Abstand und die Zeit des Periheliums (die anderen Elemente hat er
nicht bestimmt) weichen viel mehr von den waliren ab, als die hier
gefundenen: und wie ungleich kürzer unsere Rechnung sei, wird eine
auch nur flüchtige Vergleichnng zeigen.
§49.
Da sich in diesem Beispiel Fehler der Methode und der lieobach-
tungen vermengen, will ich hier noch ein zweites geben, worauf letztere
keinen Eiutluss haben können. Folgende Längen und Breiten des Ko-
meten von 1681 sind nicht beobachtet, sondern von H.\lley aus seiner
parabolischen Theorie dieses Kometen berechnet, und wir können also
nun sehen, wie genau sich daraus die Abstände von i^de und Sonne
din'ch unsere Methode wieder werden berechnen lassen
1. Ueher die bequemste 5Iethode, die Bahn eines Kometen zu berechnen. 41
Zeiten
Jan. 5. 6" U'
9. 7" 0'
13. 7"
Für diese Zeiten ist
<)'
8» 49' 49"
18« 44' 36"
2(5" 0' 21"
P
26« 15' 15"
24« 12' 54"
22« 17' 30"
9'
10^
Also ist t' = 4,0411, t"
sich nun
.1
26« 22' 18"
0« 29' 2"
4« 33' 20"
logÄ'
9.992 82
9.993 03
9,993 25.
4,0055, und T = 8,0466. ffieraus findet
log J/= 0,137 562,
und damit lassen sich die drei quadratischen Gleichungen
r = 1/07967 54 — 0,592 92 q + 1,243 28 q-,
/■'" = V07969 41 — 0,401 85 q + 2,200 87 q"^,
Je" = V0,019 726 — 0,122 756 q + 0,265 982 g'-
leicht berechnen. Setzt man nun '_/ = 1, so ist r' = 1,27...,
r'"= 1,65 . . ., und /."= 0,40 . . ., und damit T = 19,75. Es ist aber
T = 8,0466. Folglich giebt diese Voraussetzung einen Fehler von
11,70 Tagen zu viel. Man nehme o = 0,5, so ist r = 0,99 . . .,
)■'" = 1,14 . . ., k" = 0,15.i, und T= 6,15 Tage. Also der Fehler dieser
Voraussetzung 1,90 Tage zu wenig.
Hieraus schliesse ich, dass q' nicht sehr von 0,56 entfernt sein kann.
Nun ist für
r
Q =
0,56
t
0,57
r' =
1,012 62
r' =
1,016 62
/" =
1,197 73
.'"
1.206 41
k" =
0,185 46
k" =
0,190 20
T =
8,012 1
T =
8,240 2.
Der Fehler der ersten Voraussetzung ist = — 0,034.'., der Unterschied
unter beiden Werthen von T^ 0,2281. Folglich ist die kurtirte Distanz
oder q = 0,561 51, und mithin
/ = 1,0139,
r" = 1,1991.
Nach Halley's Theorie war um diese Zeit
r = 1,0144,
?•'" = 1,2000.
42 Abhaiulluuiren.
Man sieht also, dass unsere Methode diese Distanzen bis auf die dritte
Decimalstelle ganz genau angiebt.
Diese Beispiele werden hinreichend die Beiiuemlichkeit, Kürze und
Sicherheit der hier vorgeschlagenen Berechnungsart einer Kometenbalin
zeigen. Ich werde nur noch einige Bemerkungen beifügen. Um aus
den beiden radüs vectorihux und der Chorde r', >■'", 1," die Zeit T zu
berechnen, hat man die Formel
( r + r" + k" Vi _ A-'+r'"— r \|-
~ »»31/2
Um sie bequemer aufzulösen, hat man Tafeln berechnet. Man ninnnt
nämlich
und
und suclit für B und D in den Tafeln die zugehörigen Zeiten, deren
Differenz, oder, wenn der \\'inkel an der Sonne mehr als ISO" beträgt,
deren Summe die Zeit T giebt.
Solche Tafeln finden sich in der Berliner Sammlung, doch sind
diese nicht sehr korrekt. Besser und genauer hat sie Herr Pinciuk in
seiner Kometographie geliefert.
Da diese Tafeln nur durch alle hundert Tlieile von B und 1) gehen,
so habe ich ihren Gebrauch nur dann bequem finden können, wenn, wie
bei den ersten vorläufigen Versuchen mit einem Werth von q, keine
grosse Schärfe erforderlicii ist. \\'ill man genau rechnen, so erfordert
der Proportionaltlieil viele Mühe, besonders da man sicii fast nie mit
den ersten Differenzen begnügen kann. Hier ist es ungleich leichter,
unmittelbar aus B und I) die zugehörigen Zeiten zu berechnen. Dies
gescJiicht sehr bequem durch die Formeln
log y = log B 4- I log B + 1,437 811 7,
log z" = log D + i log D + 1,437 811 7,
wobei / — z" sodann die Zeit, worin die Chorde beschrieben worden,
in Tagen und Decimaltheilen derselben angiebt. Es sei z. B. wie im
vorigen Paragraphen r = 1,012 ü2, r'" -= 1,1'J7 73, k" = 0,185 4ö, so steht
die Rechnung so:
1. Ueber die bequemste Metboile. die Balin eines Kometen zu berechnen. 43
r = 1,012 62
r" =^ 1,197 7 3
Summe . . . -= 2,210 35
4- Summe . . . = 1,105 17
\ k" . . . . = 0,092 73
B -= 1,197 90
D = 1,012 44
log B. . . = 0,078 421 log i» . . . = 0,005 369
\\og B . . = 0,039 211 1 log i» . . = 0,002 685
iog const. . = 1,437 812 log const . . = 1,437 812
log ^' . . . = 1,555 444 log z" . . . = 1,445 866
/....= 85,9290 z" . . . . = 27,9169.
Der Unterschied zwischen beiden giebt die Zeit T = 8,0121 Tage. Wo
die Schärfe bis auf einzelne Zeitsekunden getrieben werden soll, muss
man noch die fünfte Decimalstelle mitnehmen. Denn 1" ist = 0,000 011 6
eines Tages, und 0,0001 eines Tages =^ 8.64".
Bei etwas langwierigen Rechnungen ist es immer gut, von Zeit zu
Zeit Prüfungsmittel zu haben, wodurch man sich von der Richtigkeit
der geführten Rechnung überzeugen kann. Die hier vorgeschlagene
Methode bietet mehrere dergleichen dar. Am Ende der Rechnung wird
es indessen gut sein, aus den gefundenen Elementen und den Zeiten
der Beobachtungen wieder y > "'id sodann auch die geocentrische Länge
und Breite des Kometen zur Zeit der mittleren Beobachtung zu be-
rechnen. Ersteres versichert von der Rechnung, wenigstens von dem
letzteren Theile derselben: letzteres zeigt zugleich die grössere oder
geringere Genauigkeit der gefundenen Bahn. So finde ich aus den für
den Kometen von 1769 in den §§ 47 und 48 herausgebrachten Elementen
am 8. September um 14 Uhr die wahre Anomalie = 138" 21' 40", und
den Logarithmen seines Abstandes von der Sonne = 9,969 135, hieraus
die geocentrische Länge = 3'- 10« 58' 20", die Breite =-- 22" 5' 20"
südlich. Der Fehler in Ansehung der Länge ist — 2' 34", in Ansehung
der Breite -f 0' 27": Fehler, die für die erste rohe Bestimmung einer
Kometenbahn klein genug sind.
§ 52.
Man hat viele Tafeln, um aus der gegebenen Zeit die wahre Ano-
malie eines Kometen, und aus der wahren Anomalie die Zeit zu finden,
worin der Komet sie beschrieben hat. Sie sind in vielen astronomischen
44 AbhaiMlhinseii.
Werken und Saiiinilungen anzutreöen. Die bequemste und vollständigste
ist unstreitig diejenige, die in einem nicht korpulenten, wenig bekannten,
aber sehr schätzbaren Buche: Bakkek Accoiuit, of the Discoveries con-
cerning comets. London 1757, gr. 4, enthalten ist. Die zweite Tafel
dieses kleinen Werks giebt für alle fünf Minuten der wahren Anomalie
den zugehörigen parabolischen Raum, und den Logarithmen des Abstands
des Kometen, dessen Distanz in der Sonnennähe = 1 ist, mit den ersten
Dift'erenzen an, und hieraus lässt sich für jeden Kometen und jede ge-
gebene Zeit vom Perihelium in aller Schärfe wahre Anomalie und Ab-
stand von der Sonne durch eine Rechnung finden, die viel leichter ist.
als bei den gewöhnlichen Kometentafeln. Es ist sehr zu bedauern,
dass Bakker's Abhandlung dem Herrn Pixcke unbekannt geblieben ist.')
§ 53.
Endlich nmss ich noch, ehe ich diesen Abschnitt schliesse, anführen,
dass Herr Scmi,/,!-: in den Abhandlungen der Berliner Akademie der
AVissenschaften eine Methode zur Berechnung der Kometen vorgeschlagen
hat, die mit der liier vorgetragenen in Ansehung der (rrundsätze, wo-
rauf sie beruht, und in Ansehung des (Tanges der Rechnung einige
Aehnlichkeit hat. Diese Rechnung des Herrn Schtlze ist indessen viel
weitläufiger und unbequemer: liauptsächlich wohl deswegen, weil er nicht
voraussetzt, dass auch die Chorde der Erdbahn im Yerhältniss der
Zeiten geschnitten werde, und weil er statt des kurtirten Abstaiuls von
der Erde, den Abstand des Kometen von der Sonne in der ersten Be-
•) Der vollstiiiulig-c Titel des auijefülirtwi Werkes lieisst : An Account of the
Discoveries conceming comets, tcith the way to fitid their orbits, and some imjjrove-
nients in constructing arid calculatitig their places, for wMch reason are here added
new fahles, fittcd to those ptirpnses: particidarly with regard to that comet, which is
so(tn expected to retum, Inj Tiidmas Bakkkk. Gent. London, J. Wiiistun and B. Whuk.
1757. gr. 4. .54 .Seiten und eine Kupfertafel. Die darin vorgetragene Jletliode zur
Findling einer Koiiieteiibaliu ist die NKwroN'sche, die BAnKEii zur Eechnnng- einge-
riclitet nnd erläutert hat, iudeiii er alle aufzulösenden Triangel und Proportionen
vollständig angielit. Für Liebhaber der Konietengesehiclite führe ich noch drei ganz
uiihekaunte Beobachtungen des grossen und berühiiiteii Kometen von 1744 daraus an.
die Bakkkk von Mdkkis initgetheilt und fast l; Monat vor den liislier bekannten
g'emaeht wurden:
Lauge Breite
1T4:{ Okt. 22. 2' 26» 40' 7" .3.i' X.
„ 27. 24" 14' S" 28' „
Nov. 1. 21" 2.")' 9» 26' „
Die .Stunde ist nicht bestininit. Bahkkr glaubt, dass man etwa 8 oder 9 T'lir
.abends (H U. 17') annehmen kann, und findet auch diese Beoliacbtuugen mit diu
]iarabolischen Elementen des Kometen übereinstimmend.
1. Ueljer die bequemste Metliorle, die Bahn eines Kometen zu berecliuen. 45
obaclitimg als die zu suchende unbekannte Grösse annimmt.^) Zugleich
ist dabei ein kleiner Uebereilungsfehler vorgefallen. Herr Schilzk
sagt nämlich, Lajmbekt habe bewiesen, dass bei fast gleichen Zwischen-
zeiten der radius vector in der mittleren Beobachtung die Chorde der
Kometenbahn sehr nahe im Verbal tniss der Zeiten schneide: pourvu
qiion emploie des observations assez distantes entr'elles. Man ■\A'iirde
dies blos für einen Druckfehler halten: allein bei Anwendung seiner
Methode auf den Kometen von 1779 wählt er wirklich die von einander
entferntesten Beobachtungen, die er nur hatte, macht die Zwischenzeit
von mehr als 8U Tagen und bringt deswegen auch ganz natürlich Ele-
mente dieses Kometen heraus, die von den wahren ungemein ver-
schieden sind.
Vierter Absohiiitt.
Verbesserung- der gefundenen Elemente einer Kometenbahu.
§ 54.
Die im vorigen Abschnitt vorgetragene Methode, die Bahn eines
Kometen aus drei Beobachtungen zu bestimmen, lehrt die Elemente der-
selben noch nicht genau kennen, sondern diese bedürfen nachmals noch
immer einer Verbesserung und Berichtigung. Theils nämlich ist das
Verfahren .selbst nicht ganz genau, da eine Voraussetzung dabei an-
genommen ist, die nicht immer vollkommen mit der "\^'ahrheit zutreffen
wird: theils lassen sich auch um- Beobachtungen dabei brauchen, die
nicht sehr von einander entfernt sind, deren unvermeidliche Fehler einen
um so viel grösseren Einfluss auf die Elemente haben, je kleiner die
Zwischenzeiten sind.
§ 55.
Wenn man also sehr von einander entfernte Beobachtungen eines
Kometen hat, oder, welches gleichviel ist, wenn der Komet, dessen Bahn
man berechnet, lange gesehen und beobachtet worden ist, so würde man
sich unnöthiger Weise damit aufhalten, wenn man blos die obige Eech-
nung verbessern wollte. Man muss vielmehr dann sogleich eine Ver-
besserungsmethode wählen, bei der man von den unter sich entfern-
testen Beobachtungen Gebrauch machen kann. Hierzu werde ich die
') Mayen simple et facile 2'0'^i' däenniner par approximatimi l'urbite d'tine
cometp. Xcmveaux Memoires de rAcadcmic 1782, p. 129 sip/.
46
Al)hanilluuo;eu.
bequemsten unten vorsclilagen. Ist hingegen, welches sehr oft der Fall
ist, der Komet nicht lange, z. 11 nur zwei bis drei \\'iichen gesellen
worden, so kann man es lediglich bei Verbesserung des im vorigen Ab-
schnitt vorgetrageneu Verfahrens bewenden lassen. Diese Verbesserung
ist, wie sich gleich zeigen wird, sehr leicht und bequem. Man thut
auch sodann wohl, wenn man gleich Beobaclitungeu bei der ersten
Eechuung zum Grunde legt, die nicht zu nahe bei einander sind. Die
Zwischenzeit kann ohne Bedenken 12, 14. 16 und mehr Tage betragen,
besonders wenn der scheinbare Abstand des Kometen von der Sonne
nicht zu klein ist.
§ >">''■
Unsere Methode nämlich würde, wie schon oft erinnert ist, eine
geometrische Schärfe haben, ^\enu wii'klich, wie dabei angenommen ist,
die mittleren radü vedores sowohl die Chorde der Erdbahn, als die
Chorde der Kometenbahn im Verhältuiss der Zwischenzeiten schnitten.
Denn so wäre in der That
Q = AlQ .
Da dies aber sehr selten völlig zutreffen kann, so wird eigentlich
o'" = {M -i- V) g' + h
sein. Jetzt, da man die Kometenbahn schon beiläufig kennt, lassen sich
nun die Werthe von v und /t finden.
Fig. a.
§ ä7.
Für die Erdbahn ist nämlich eigentlich:
ad: dc = B'sm (A"—Ä') : R'" sin {Ä'"— Ä").
Für die Kometenbahn berechne man, sobald
man o' aus den Gleichungen nach i; 41 ge-
funden hat, durcli die Formeln des § 4:! Zeit
und Abstand des Periheliums, und hieraus
die wahre Anomalie w zur Zeit der mittleren
Beobachtung. Damit ergeben sicii, weil <j
und X ohnedem schon bekannt sind, die Unter-
schiede der wahren Anomalien zwischen der
ersten und zweiten Beobachtung =^ t. und
zwischen der zweiten und dritten Beobach-
tung = a, denn es ist
T ^ Ü) (p,
und sodann ist für die Chorde der Kometenbahn
AL>:JJC= )•' sin T : r" sin a.
1. Lieber die l)ec)iiemste Metlioile. die Bahn eines Kometen zn berechnen. 47
Damit sind also die wahren Verhältnisse von ad : de und von
AD:DC bekannt.
§ 58.
Wir müssen uns nun zu der anderen
Figur wenden. Es sei demnach ade die
Chorde der Erdbahn auf die Ebene projicirt,
auf der der mittlere radkis vector für die Erde
senkrecht steht, aA, dB, cC die gleichfalls
projicirten Gesichtslinien § 3G, so ist
CD AD
CO:AM=
cO : aM=-
sin COD ■ sin DMA
cd ad
sin COD ■ sin DMA
folglich
CO + cO = d"
(C D. AM aM.c
y /in I
AD
sin DMA
d J sin COD
Setzt man nun aM= f, so ist, da aA= 6' ist, AM= ö' — f. Ferner
haben wir, wie in § 38, DMA = h" — b', COD = b'" — //'. Also ist
die Formel
s hub" —b ' ) (CD cd \
^ = sin [b'" - b^') \ÄD ^^-f) + ad n ■
Man weiss nun, dass die Verhältnisse CD: AD und cd: ad beide nicht
viel von dem Verhältnisse t" : t' verschieden sind. Es sei also
CD
AD
t"
, + "P,
cd_t"
ad ~ t' '^ '^'
wobei also nach § 57
P
r sin o
t"
2 =
/• sin T t
i^"'sin(^' " — A") _ t"
E' sin (.-!"— .4') J' '
so wird
sin {b" — b') ft" ., , ., f ^ f
sin (b"' — b")\t'
48 Abhandluugen.
Da nun nach § 38
s in {b" — b')t" _ „
sm {b"' — b")t' '
so ist
d ^N[l^^p)d+ sin"r=~&^Ö
Nun ist nach § 38
d' cos b' ^ „, d'" cos V"
Sin (A — a') '^ sin (^" — a)
also
.'" M(^ : ^' „^ „' _L ^-^ - V^ sin (ö" - 6') cos Vf
Es ist aber
f_j^ sinV'_ ^ -R'sinCA" — JL') s ini"
' ~" sin (6"— J') ^ sin (?>" — ?/) '
Setzt man diesen Ausdruck von /" in den zweiten Theil des Werths
A'on o'", so wird derselbe
_ E' sin (Ä" — Ä') (q —p) tang b"
~ (tang b'" — tB^ b'Y^CÄ" — O '
oder, wenn man für tang ft", tang b'", ihre ^^'erthe setzt, nach § 38
h =
E' sin(A" — .4') (q—p) t'Aügß"
taug ß'" sin {A" — a") — tang ß" sin (A" — a'") '
i2' sin(^" — X) (g— p)m
tang^'" — m sin(X — a'")
so dass der Nenner deiselbe ist, den wir oben § 38 für J/ gebrauchten.
Und so heisst die ganze (Tleicliung
o'"- J/fl+ ^' .V/ I ^'•siu(A"- A') (2-2,) m_
§ 59.
Damit haben wir also die A\'erthe von v und ]i in der Gleichung
<?"' = (il/+ •!;)(,/ + //,
das ist, den Einfluss der kleinen Grössen p und </, die wir 1)ei der ersten
Auflösung ganz vernachlässigten, auf den Wcrtli von <.>'" bestimmt.
Man könnte damit nun die Verbesserung der vorigen Rechnungen suchen.
Allt;in eine Bemerkung wird diese Arbeit noch sehr abkürzen. Es
kann nämlich das o', welches uns unsere vorige Rechnung gab, nur
sehr wenig von dem wahren, welches wir nun suchen, verschieden sein.
1. I'eber die bequemste Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen. 49
Bezeichnet man jenes zum Unterschiede mit (g), so wird man, da h
iiberdera nur klein ist, ohne allen merklichen Fehler
(?)
iu die Gleichuno- für o'" setzen können. Damit ist also
und also geradezu
wobei
^ = l-^ + (7)-
§ 60.
Um also die zwei Gleichungen für r" und k" zu verbessern, darf
man nur alle Koefficienten, die 31 enthalten, mit
M
und diejenigen, die M- enthalten, mit H- multipliciren. Die Gleichung
für r bleibt ungeändert. Da man die Logarithmen dieser Koefficienten
aus der vorigen Eechnung vor sich hat, so ist dies Verfahren nichts
weniger als beschwerlich.
§ «1-
Es wird indessen wohl gut sein, die zur Bestimmung von H nüthigen
Formeln aus den vorigen Paragraphen mehrerer Deutlichkeit wegen
zu sammeln, um sie besser übersehen zu können. Sobald man also aus
der ersten Rechnung den genäherten AVerth von q = [q), die Zeit und
den Abstand des Periheliunis , und oj, mithin r und a gefunden hat,
§ 57, so berechne man
r'" sin ü t"
und sodann
r
sin
T
f '
B'"
sin
(A"
-^".)
t"
B!
sin
{A'
-A')
E'
sin
{A'-
-A) [q-
-P)
m
und so ist
•Mliers 1
^* tang/3'" — m sin(A" — a'")
50
Abhandluiiffeu.
Da iu dem letzten Gliede der Gleichung für //, das h wieder mit
M dividirt vorkommt, h und J/ aber, den Faktor t" abgerechnet, einer-
lei Nenner haben, so ist noch bequemer zur Rechnung:
h _ .R' si n(.4" — A') ( q~p)mt'
(q) M "~ is) ()« sin (A!' — a) — tang /?') t" '
Mit diesem Werthe von H wird sodann die Verbesserung der Koef-
ficienten vorgenommen. Man wird also zwei neue, von den \origen
sehr wenig verschiedene Gleicliungen für r" und k" erhalten, woraus
sich der verbesserte Werth von o um so leichter wird finden lassen,
da man aus dem vorher gefundenen Werth von (o) schon sehr nahe
die Grenzen kennt, zwischen denen er enthalten sein muss. Zwei Hypo-
thesen für o und eine nachmalige leichte Interimlation sind dazu voll-
kommen hinreichend.
^ tV2.
Um den Gang der Rechnung noch mehr zu erläutern, will ich das
Beispiel von dem Kometen von 1769 aus den §§ 46 und 47 wieder \or-
nehnien. Wir haben schon to -= 1Z& -IV 40" in § öl gefunden. Nun
ist in der dritten Beobachtung
r ~ 135» 54' 12",
■/_ 4'» 27' 41",
also
- 2« 27' 28",
T= 2» 0' 13",
ferner war r' = 1,023 70. und ; "' = 0,834 99.
Folglich für p:
log/ . . 0,(11(117:'. log/" . .
-9,921681
log sin r . 8,543 602 log sin n .
-8,(532 287
log *■' sin T 8,553 775 log r'" sin n
= 8,553 968
log r sin t
8,553 775
log . . .
. (»,000 193.
Zu diesem Logarithmus gehört die Zahl l,(iii(i44
Da nun in unserem
Falle «":«'= 1, so ist p - 0,000 44.
Für 7 haben wir . l" — ^' ^ 3» 53' 26", und
,4"' — -1" :3''53'49".
also :
log i£' = 0,00;! 132 log L"" . .
. . . 0,002 184
log sin {Ä" — A') . --= 8,831 555 log sin (^Ä'" -
-A") . . 8,832 267
log R' sin (.4" — A') 8;834 687 log E'" sin (.
i"' — A"): 8,8:34 45r 1
log R' sin {A
' — .1') . 8,834 687
log . . .
.... 9,999 764.
1. Ueber die bequemste Methode, die Bahn eines Koineteu zu berechiieii. 51
Zu diesem Logarithmus gehört die Zahl 0,999 4(3, also ist ^ = — 0,000 54.
Um nun - , . zu finden, so ist
Lo)J/
demnach
Also ist, da hier t' = t",
q = — 0,000 54
p = + 0,000 4 4
q —p = — 0,000 98
log R' sin (Ä" — A') -= 8,834 687
log iq—p) . . . . = 6,991226
hg m = 9,648 949
log Zähler = 5,474 862
') log 0,122 08 ... = 9,086 645
log (q) = 9,542 016
log^^ . . . . = 6,846 201.
Folglich
h t'
r^ir = — 0,000 70, p ^„ =- + 0,000 44
(p) M t
H=l^p i + ^Vr= 0,999 74.
t" ^ io)M'
Also ist i?= 0,999 74 und logif=^ 9,999 887. Man darf also,
um die verbesserten Koefficienten in den Gleichungen für r'", k" zu
erhalten, von den Logarithmen der Glieder, die M enthalten, nur 113,
als das Komplement des log H zu 1, und \-on denen, die J/- enthalten,
226 abziehen, um die Logarithmen der wahren Werthe für diese Glieder
zu finden. Damit findet man sehr leicht
r'" = Vl,010 11 — 1,214 39 q' + 0,908 05 q'- ,
k" = VÖ7)l868^— 0,109 57 q' + 0,496 63 q"" .
Diese Gleichungen sind indessen hier, da H so nahe = 1 ist, so
wenig von den vorigen verschieden, dass es sich nicht der Mühe lohnt,
ü' von Neuem daraus zu suchen, zumal da die Eechnung ganz mit dem
§ 46 übereinkommt. Man sieht, wie nahe die Voraussetzung, dass die
Chorden im Verhältniss der Zwischenzeiten geschnitten worden, für eine
Zwischenzeit von acht Tagen zutrifft. Ich erinnere nur noch, dass man
gleich Anfangs den "\\'erth für J/, und nachmals die kleinen Bogen
0, T, A" — A', A'" — .4" genau genug berechnen muss, damit nicht aus
Nachlässigkeit in der Rechnung die gesuchte Verbesserung misslich ausfalle.
') 0;l-22 08 ist nämlich der vorbiu ^ ■1'5 berecliuete AVertb des Zäblrrs für
M= m sin [A" — a') — tang- ß'.
4*
52 AbhaiuUmigen.
§ 63.
Dies ist also, wie es in die Augen fällt, eine sehr leichte Jlethode,
die erste Rechnung über die Elemente der Kometenbahn zu verbessern:
und man wird alsdann die Elemente so genau bestimmen, als sie sich
nur immer aus drei nicht sehr weit von einander entfernten Beobach-
tungen finden lassen. Aber dui-ch einander nahe Beobachtungen wird
die Bahn eines Kometen nie genau gefunden, theils weil alle Beobach-
tungen aus mehreren Ursachen immer fehlerhaft sind, und theils auch
deswegen, woran man selten zu denken scheint, weil wir die Länge der
Sonne noch eben nicht bis zu einzelnen Sekunden genau berechnen
können, wenigstens vor Herrn De Lambre's und Herrn vnx Zach's
neueren Bemühungen noch weiter zurückblieben. Eine Unzuverlässigkeit
oder ein Fehler von 10" in der Länge der Sonne kann unter gewissen
Umständen grössere Folgen haben, als ein Fehler von einer oder gar
mehreren Minuten in der beobachteten Länge und Breite des Kometen.
Eine \\'arnung für den Eechner, den Ort der Sonne bei jeder Beobach-
tung mit gehöriger Sorgfalt zu suchen. Fehler aber in der Länge, oder
dem Abstände der Sonne, oder in der beobachteten Länge und Breite
des Kometen haben natürlich einen so viel grösseren Einfluss auf die
Bestimmungsstücke der Kometenbahn, je näher die Beobachtungen unter
einander sind, und je kleiner also das in der Zwischenzeit beschriebene
Stück der Kometenbahn i.st.
§ 64.
.Man hat verschiedene Methoden angegeben, um aucli die unter
sich entferntesten Beobachtungen zur Korrektion einer schon beiläufig
bekannten Kometenbahn brauchen zu können. Man kann sie indessen
auf drei vorzügliche reduciren: nämlich die Methode des Herrn L.i.MBEin'.
des Herrn Dk. L.v Place und des grossen Newtox. Alle drei wollen
wir näher untersuchen und mit einander vergleichen.
§ 65.
liAMBEUJ' scillägt vor, die Distanzen des Kometen von der Erde
in drei Beobachtungen aus der Kon.struktion oder aus einer ersten
Rechnung zu nehmen, ihre Unterschiede von den wahren als Differential-
Grossen anzusehen, deren Potenzen man bei der Rechnung weglassen
kann, und aus den beobachteten Zwischenzeiten den Betrag dieser Unter-
schiede zu bestimmen. Es mögen die drei aus der Konstruktion, oder
der ersten Reclniung gefundenen Distanzen des Kometen von der Erde
a, h. c sein, so nimmt er für die wahren Distanzen a + x, h -\- y. c + z
an: druckt dadurch die Abstände des Kometen von der Sonne, und die
1. Ueber flie liequemste Methnile. ilie Bahn eiiit-s Kniueteu zu berechnen. 53
Chorden der Kometenbahii zwischen der ersten und zweiten, zweiten
und dritten, ersten und dritten Beobachtunof aus. und vergleicht diese
vermittelst seines Theorems mit den beobachteten Zwischenzeiten. Da
er alle Potenzen von x, jj, z weglässt, so erhält er ihren AVerth natür-
lich durch linearische Gleichungen. Allein die Rechnung ist nicht wenig
beschwerlich und weitläufig, und dies, wie ich aus eigener Erfahrung
behaupten kann, in einem ungleich grösseren Grade, als sie vielleiclit
auf den ersten Anblick der von Lambert berechneten Beispiele scheinen
dürfte.
§ 6ß-
Ungleich bequemer ist es nämlich, von den beiläufig bekannten
Elementen zwei zu wählen, diese mit drei Beobachtungen zu vergleichen,
um zu sehen, ob sie mehr oder weniger damit übereinstimmen: dann
nachzurechnen, was kleine Veränderungen in diesen Elementen bei jener
Vergleichung ändern werden. Dadurch wird der Fehler dieser beiden
Elemente bekannt, und daraus lassen sich sowohl die zum Grunde der
Rechnung angenommenen, als auch die übrigen Bestimmungsstücke der
Balin genau finden oder verbessern.
§ '37.
Herr De La Place wählt hierzu Zeit und Abstand des Perihe-
liums. Er nimmt dafür drei Hypothesen an, die, wenn t die Zeit der
•Sonnennähe, .t den Abstand der Sonnennähe, wie sie die Konstruktion
oder die zu verbessernde Rechnung gegeben hatte, und r, s kleine will-
kürliche Grössen bedeuten, sich so vorstellen lassen:
Erste Hypothese. Zweite Hypothese. Dritte Hypothese.
T T -j- r T
-T Jl ^ -\- S.
Nun berechnet er für die Zeiten dreier unter sich so entfernter
Beobachtungen, als er nur haben kann, aus jeder der drei Hypothesen
die Unterschiede der wahren Anomalien und die Abstände des Kometen
von der Sonne. Aus den drei Abständen des Kometen von der Sonne
und den beobachteten geocentrischen Längen und Breiten findet er durch
eine nicht beschwerliche Rechnung wieder die Unterschiede der wahren
Anomalien. Stimmen die auf diese beiden Arten gefundenen Unter-
schiede der wahren Anomalien mit einander für eine dieser Hypothesen
überein, so giebt diese Zeit und Abstand des Periheliums richtig an;
wo nicht, so lässt sich doch aus diesen drei Vergleichungen. auf eine
ganz ähnliche Art, wie wir es gleich bei der NEWTox'schen Methode
sehen werden, die wahre Zeit und der wahre Abstand des Periheliums
Al)lianillimo:eii.
finden. Ich halte mich um so weniger bei einer weitläufigeren Aus-
einandersetzung dieser Methode auf. da Herr De La Pl.uk selbst') und
nach ilim Herr Pixgkk sie so umständlich erläutert haben. -j
') Mem. de l'Äcad. Roy. des Sciences de Paris. ITSO. p. 13 sq. PiNORfi, Cometo-
yraphie T. IL p. 36S sq.
-) Da die Formeln des Herrn De La Place noch in keiuem ileutsclieu Werke
erscliieneii wnd das Werk des Herrn De La Pi.ack: Theurie du mouvement et de la
fitjure elliptique des Plaiiites. Paris 1784. -selten ist, worin <liese Methode noch besser
entwiekelt wird, so glaubte der Herausgeber dureli ihre Mittheilung- <len deutsehen
Leseni doch einen Gefallen zu erzeigen, vorzüglich da man hierdurch säninitliche
Verbesseningsarten der ersten Elemente einer Kometeubahn beisammen erhält. Dies
wird uns zugleich Gelegenheit geben, auf den Gebrauch konstanter Logarithmen auf-
merksam zu machen, ilie bei Wiederhohnig diesei- Jfethode bei mehreren Hypothesen
die Rechnung noch abkürzen. Es bedeuten auch hier, wie bei dem Herrn Verfasser:
A Länge der Sonne: R Abstand der Erde von der Sonne: a beobachtete Länge des
Kometen: ß beobachtete Breite des Kometen; C heliocentrische Länge und i. helio-
centriscbe Breite desselben: so wird man 1. die wahren Anomalien 7^', 7", </>"' durch
die bekannte Distanz des Periheliums, und die Zeit des Durchgangs durch das Peri-
beliuni aus der BAKKEn'schen Tafel finden, sowie auch »•'. r".r"'. 2. Berechne man <lrei
Kun.stanten nach folgenden Formeln:
Wenn mau cos z = cos ß cos (A — a) macht, so ist
erste Ko)istante = log R -\- log sin t.
zweite „ = log sin ß — log sin r,
dritte .. ^ log JJ + log sin ( A — a).
.Man sieht, dass diese Kon.-^tanten von der Distanz des Periheliums und dem Durch-
gang- durch das Periheliuni nicht abhängen, also bei allen Veränderungen dieser beiden
Stücke immer die nämliche Grösse behalten. .S. Dann ist
log sin K = erste Konstante — log r.
Winkel J'=7v-|-r (eigentlich 180" — A' — r).
log sin f. = log sin l'-- zweite Konstante.
log sin des Winkels am Kometen = dritte Konstante — log ()• cos !.),
hieraus C = a+ diesen Winkel am Kometen.
4. Der Winkel zwischen dem
ersten und zweiten radiiis vector sei ;;',
ersten und dritten ,. ,. ,. /".
zweiten und dritten ,. ,. ,, ;;'",
.so bat man
cos x' = cos (C" — 6") cos X' cos ?." -f sin ?.' sin /",
cos z" = cos (C" — C) cos ;' cos ;."'-f sin ;.' sin ;.'".
cos x'" = cos (C" — C") cos )." cos ;.'" + sin /." sin /.'",
wobei zu merken, da.ss man die Sinus und Cosinus von ?. schon in den vorigen Formeln
gebraucht und da,ss man nur zwei von diesen drei Formidn berechnet. .">. Es sei nun
/.' -ii'" -<r') = Q,
/."-W"'-V') = n,
so muss, wenn die .Vnnahnien für die Distanz des Periheliums und den Durchgang
durch das Perihelium richtig sind, q und »1 gleich Null sein. Da dies .selten der Fall
1. Ueber die becjuemste Methode, die Baku eines KcDiieteu zu lierechueu. 55
§ 68.
So be(|uem und brauchbar diese Methode auch ist, so glaube ich
doch, dass man der NEwroN'schen, wo man, statt Zeit und Abstand des
Periheliums, die Länge des Knotens und die Neigung der Bahn in den
drei Hypothesen zum Grunde legt, eben die Kürze und Geschmeidigkeit
geben kann, und dass sie sodann wesentliche Vorzüge vor der De La
PLACE'schen hat. Ich nenne sie die NEWTON'sche; denn es ist nur ein
Gedäclitnissfehler des grossen Eulek, der doch zuverlässig Newton's
Schriften gelesen hatte und sich gewiss nicht mit fremden Federn zu
schmücken brauchte, wenn er sich die Erfindung derselben zuschreibt.^)
Newton hat sie zuerst angegeben und Gbegoet ausführlich erläutert.-)
Viele neuere Schriftsteller nennen indess nur Euler, ohne Newton's
zu erwähnen.
§ 09.
Gewöhnlich hat man diese Methode nur dann brauchen zu müssen
geglaubt, wenn man die elliptischen Elemente einer Kometenbahn finden
wollte, eine Arbeit, die selten etwas Zuvei'lässiges giebt, obgleicli, wenn
man einmal diese undankbare Arbeit unternehmen will, gerade diese
Methode am allerbeiiuemsten dabei angewendet werden kann. Allein
auf eine viel kürzere Art dient sie zur Verbesserung der parabolischen
Elemente. So hat sie auch Stbutck, nur, weil ihm das schöne Lam-
BERT'sche Theorem noch nicht bekannt war, mit unnöthiger A\'eitläufig-
keit und vielen überflüssigen Eechnungen gebraucht.*) Kürzer habe
ich mich ihrer schon vor 1 7 Jahren bedient, um die Elemente des Ko-
meten von 1779 aus Beobachtungen, die ich fast ohne alle Instrumente
angestellt hatte, zu berechnen.^)
§ 70.
Bei dieser Methode kommt nun die Aufgabe vor: aus der gegebenen
Lage der Kometenbahn gegen die Ekliptik und der geocentrischen Länge
und Breite des Kometen, die heliocentrische Entfernung des Kometen
ist, so ändert man erstlich blos die Zeit des Durchgangs durch das Perihelium, und
wiederlinlt die vorige Rechnung- dann noch einmal mit veränderter Distanz des Peri-
heliums. Aus den Vergleichungen der drei so gefundenen Werthe von q und n lässt
sich durch Interiioliren eine Hypothese finden, wo beide Werthe = sind, welche
dann durch eine ähnliche Rechnung zu prüfen ist. (Anmerkung des Herausgebers
der ersten Auflage von Zach.)
') Cum igitur hoc desideratum aliquamdia animo roMusem, seijucntem methodiim
xum as&ecutus etc. Theoria mot. plan, et com. p. 140.
'-) Newton Priiicip. l. III. p. 43.
') N. Stbuyck Verroll/ ran de Beschryving der Staartsterren. Atnst. 1753, p. 1 sqq.
"*) Astronomisches Jalirbuch, 1782, S. loO, 131.
5(5 Abliaudluiigeu.
vom Knoten und den Abstand des Kometen von der Sonne zn finden.
Newton setzt die Auflösung als bekannt voraus; Geegoky, Euler und
Stkütck haben sie vorgetragen. Herr Lexell, hat in einer eigenen
Abhandlung, und endlich Herr Professor Noedmauk in einem Programm
den dazu dienenden Formeln die möglichste Kürze und Geschmeidigkeit
zu geben gesucht. Und doch scheint es mir, dass man diese Aufgabe
zum Gebrauch noch bequemer auflösen könne, als bisher geschehen ist.
Immer hat man sich nämlich nur der ebenen Trigonometrie dabei bedient,
und doch gehört die Aufgabe offenbar für die sphärische, da es hier
auf die Lage zweier Ebenen gegen einander ankommt: die erste Ebene
^vi^d durch den Mittelpunkt der Sonne, der Erde, und des Kometen
bestimmt; die andere ist die durch den Knoten imd die Neigung ge-
gebene Ebene der Kometenbahn.
§ 71.
Es sei demnach EAShTL die Ekliptik, Sl der Ort des Knotens,
in unserer Figur des niedersteigenden, JftiY die aus der Sonne gesehene
scheinbare Kometenbahn, T der Ort
der Erde, C der beobachtete geocen-
trische Ort des Kometen. Man ziehe
durch T und C einen grössten Kreis
TKCG, so ist K der heliocentrische
Ort des Kometen. SIK die heliocen-
trische Entfernung de.s Kometen vom Sl,
TK die heliocentrische Entfernung des
Kometen von der Erde, KC der Winkel
am Kometen, und endlich das Supple-
ment von TC die geocentrische Ent-
^''•'- ' fernung des Kometen von der Sonne,
^fan sieht leicht, dass man alle diese Stücke durch die Auflösung zweier
sphärisclien Dreiecke findet.
1. Im rechtwinkeligen Triangel ACT ist gegeben TA dem Unter-
scliiede der geocentrisclien Länge des Kometen und der Länge der Erde.
und AC die beobachtete Breite des Kometen. Man suche
L cosTC =--cosT^cosAC'
und
II. cot ATC=-iM\.AC sin TA.
2. In dem scliiefwinkeligen Triangel ShKT ist gegeben fl.r==denj
Unterschiede der Länge des Knotens und der Erde, der Winkel TSIK ^
der Inklination der Kometenbahn, und der eben gefundene \\inkel
ShTK=ATC. Man suche SIK und TK durcii die Formeln:
1. Ueber die beiiuemste Methode, die Bahn eines Kometen zu 1)erefhnen. 57
IV. tangi(a7^-rZ-) = _^A^^^.___j tangier.
Damit ist dann auch KC = TC — ■ TK bestimmt, und so ist, wenn
wir, wie sonst, S die Distanz der Erde, r die Distanz des Kometen
von der Sonne nennen:
B sin TC
V.
sin KC
§ 72.
A'ergleiclit man diese Formeln mit denen, die man bisher gegeben
liat, so wird ihre vorzügliche Bequemlichkeit, besonders bei der An-
wendung auf die Verbesserung einer Kometenbahn, einleuchtend sein.
EuLER z. B. braucht, in den Eecherches f^ur la vraie orbite ellij^tique de
kl Comete 1769, acht Formeln, da wir hier mit fünf ausreichen. Alle
acht miiss Eulee für jede der drei Hypothesen, die er in Ansehung
der Länge des Knotens und der Neigung der Bahn angenommen hatte,
berechnen: hier bleiben die erste, zweite und der Zähler der fünften
bei allen drei Hypothesen dieselben: und noch überdem ist der Koef-
ticient von tang^ftT für zwei Hypothesen gleich. Kurz, Euler muss
für jede Beobachtung 75, wir brauchen nur 43 Logarithmen hinzu-
schreiben. Lexell und Nuedmaek reichen etwa mit 57 oder 60 aus.
§ 73.
Dadurch, dass hier die Aufgabe auf die Auflösung zweier sphä-
rischen Dreiecke gebracht ist, wird es nun auch leicht, statt der drei
Hypothesen Differentialformeln zu gebrauchen, oder allgemein zu be-
rechnen, was kleine Aenderungen in der Länge des Knotens, und der
Neigung der Bahn in ft/v und r für Veränderungen hervorbringen.
Allein Versuche haben mich überzeugt, dass der Nutzen für die Rech-
nung nicht erheblich ist. Man berechnet eben so leicht SkK und r
nach unseren Formeln für drei Hypothesen, als jene Differentialformeln.
Ich setze sie deswegen auch um so weniger hierher, da sie sich fast
ohne Mühe finden lassen.
§ 74.
Hat man also drei Hypothesen für die Länge des Knotens und die
Neigung der Bahn angenommen, so berechnet man für jede derselben,
und für die drei Beobachtungen Q:,K=^^ und r. Sind diese gefunden.
58 Al)luuiillmn;t'ii.
SO muss man die Cliorde zwischen der ersten und zweiten, und der
ersten und dritten Beobachtung suchen. Es ist aber:
/,' = V(,-" — r')- + ir'r" sin ^ (i" — l')" ,
Aus //, /.", nnd r', r", r'" findet sieh unmittelbar die Zeit, die nach
den drei Hypothesen zwischen der ersten und zweiten, und zwischen
der ersten und dritten Beobachtung liätte verstreichen sollen. Bios aus
der Yergleichung dieser Zeiten mit den beobachteten ergiebt sicli die
wahre Länge des Knotens, und die wahre Neigung der Bahn: und so-
dann durch leichte Interpolation der wahre Werth von r, r'", |', |"',
wodurch die übrigen Bestinimungsstücke der Bahn mit leichter ]Mühe
gefunden werden.
Um das ganze Verfahren also vor Augen zu legen, mögen die drei
Hypothesen so vorgestellt werden:
Erste Hyp. Zweite Hyp. Dritte Hyp.
Länge des Sl Sl ^ -\- V ^
Neigung der Bahn i / i -f q,
wobei 2) und q von 10, 15, 20 oder gar mehreren Minuten genommen
werden dürfen. Für jede dieser Hypotiiesen, und für drei Beobacli-
tungen bereclinet man nach § 71
.., ^„ ^,„
s s s
r r r
und liierauf nach § 74
/.' /,".
Damit findet man die Zeit, die nach den drei Hypothesen zwischen
der ersten und zweiten und zwischen der ersten und dritten Beobacli-
tung hätte verstreichen sollen.
Erste Hyp. Zweite Hyp. Dritte Hyp.
t' '■' ~t~ ^ '■' ~t~ "'
T T -f- T -j- S.
Die beobachteten Zwischenzeiten sind abei' /' und t". Ist nun die
wahre Länge des Knotens =- ft + .t, die walire Neigung der Balm
= /' + .'/, so hat man die Gleichungen
P (2
-j- = t T
und liieraus
1. Ueher die bequemste Methode, die Bahn eines Kometen zu berecliuen. 59
(«' — t') sp — {f — t") mp
y
sl — mo
(f — t') oq — {t" — r")lq
mo — sl
also die wahre Länge des Knotens und die vvahi-e Neigung der Bahn.')
Die wahren Werthe von /', r'", |', S'", werden sodann durch Inter-
polation gesucht, indem für jede beliebige Grösse, die zum Beispiel in
den drei Hypothesen gefunden worden ist:
B B^f B + ry
') Dies sind die Interpolations-Formehi, die nnch hei der Methode des Hemi
De La Place (S. 54 in der Note) zu gehranehen sind. Man bezeichne die Werthe der
dortigen q und n für die drei Hypothesen mit q', q", q'", und n'. n", n'", so hat man
y{q'-q") + x^q'-q"'} = 'l'
und y (■»' — w") -j- x (»' — n"') = n'.
«0 Auflüsung- und Gebranch dieser Gleichungen mit denen des § 75 ganz analog,
und y der Faktor ist, womit die Aenderung- des Abstauds der Sonnennähe; a; hin-
gegen der Faktor, -womit die Aenderung' der Zeit des Durchgangs durch die Sonnen-
nähe multiplicirt wird, um die wahren Aenderungen dieser beiden Stücke zu eidialten.
Bisweilen wird es aber nöthig, die zweiten Differenzen mitzunehmen und der Heraus-
geber hat sich der vom Herrn De La Place hierzu gegebenen Formeln mit Vortheil
bei mehreren Kometen bedient. Er theilt sie daher in Beziehung auf Herrn De La
Place's Methode mit; ihre Anwendung auf jede andere kann jedoch keine Schwierig-
keit machen. Man berechne nämlich die q und n (S. 54 Note) in folgenden fünf
Hypothesen: L Mit ilen durch die erste Annäherung gefundenen Elementen. 2. Mit
einer geringen Aenderung des Abstauds der Sonnennähe. 3. Mit der doppelten vorigen
Aenderung. 4. Mit Beibehaltung der Distanz der Sonnennähe in der ersten Hypothese,
ändere man die Zeit des Durchgangs durch das Perihelium um etwas Geringes. 5. Mit
der doppelten vorher in der vierten Hypothese gemachten Aenderung-. Es sollen nun
'/, '/', S'", '/'", q'"" und »', n", n'", n"", •«'"" die nach den Formeln {l. c.) in diesen
fünf Hypothesen gefundeneu Werthe von q und n, x und y die Faktoren bedeuten,
womit man die angenommeneu Aenderungen der vierten und zweiten Hypothese
nmltipliciren muss, um die wahren Aenderungen zu erhalten, so finden sich x und y
ans folgenden Gleichungen:
= (42" - 3r/ - q'") y + (,/" - 2q" + q') y"- + (4</"' - 3q' - q'"") X
4_ (2'"" _ 2q"" -f q') x"- + 2q',
= (4 n" - 3)»' - «'") y + (»'" -2n" + «') y' -f (4 »"" - 3 »' — «'"") x
_|_ („r»r, _ 2 n"" -L „') x'. J- 2n'.
Wir bemerken noch, dass man zwar diese Gleichungen direkt durch Eliminiren auf-
lösen kann, aber durch eine beschwerliche Rechnung dennoch auf eine (ileichuug iles
vierten Grades geführt wird; dass es daher stets bequemer ist, erst genäherte Werthe
von X und y mit Hinweglassung der quadratischen Glieder x- und y- zu suchen, und
dann mit diesen die Quadrate von x und y in obigen Gleichungen zu berechnen und
dadurch wegzuschaffen. Aus den Gleichungen des ersten Grades, die man so erhält,
lässt sich dann x und y leicht und schärfer finden. (Anmerkung des Herausgebers
<ler ersten Auflage von Zach.)
(3(3 Abliandluugeu.
der wahre Werth
p q
sein wird. Es ist klar, dass man, um alle mögliche Genauigkeit zu erhalten,
die Ai-beit durch drei neue, minder von einander abweichende Hj-po-
thesen über die Länge des ft und die Neigung der Bahn erneuern
müsse, wenn man x und y nu'rklicli grösser als jj und q finden sollte,
oder für j) und q zu grosse Werthe, z. B. von 50, 60 oder gar mehreren
Minuten, angenommen hätte. Denn eigentlich ist diese Methode nur
in so weit genau, als man die ^'eränderungen aller übrigen Grössen
den Veränderungen der Länge des Knotens und der Neigung der Bahn
projjortional setzen kann, welches allerdings nur für kleine ^^"erthe von
p und q zulässig ist. Diese Einschränkung triflft indessen die De La PLAn-."-
sche und die folgende Methode gleichfalls.
Ausser diesen beiden Verbesserungsmethoden werde ich nun nocli
eine angeben, die mir wirklich, wo es blos um die parabolisciien p]le-
mente zu thun ist, am bequemsten scheint. Und wenn sie auch in
Ansehung der Be(iuenilic]ikeit niclit den Vorzug hätte, den sie wirklich
hat, so ist es doch immer gut, mehrere Methoden zur Auswahl zu
haben, da sich die beiden angeführten nicht immer brauchen lassen.
Herrn Di-; La Pi.ace's Methode ist misslich, wenn der Winkel am Ko-
meten in einer der drei zum Grunde gelegten Beobachtungen sehr nahe
ein rechter ist: und Newton'» Bercchnungsart ist dann nicht zu ge-
brauchen, wenn entweder die Neigung der Kometenbahu sehr klein, oder
die Erde in einer der Beobachtungen der Knotenlinie sehr nahe ist.
Statt der Hypothesen über den Abstand und die Zeit der Sonnennähe,
oder über die Lage der Bahn gegen die Ekliptik mache mau drei
Voraussetzungen über die kurtirten Distanzen des Kometen von der
Sonne in zwei so weit von einander entfernten Beobachtungen, als man
nur hat. Man berechne diese kurtirten Distanzen nämlich aus der
schon beiläufig bekannten Bahn,') da sie A', A'" lieissen mögen, und
nehme sodann an:
Erste Hyp. Zweite Hyp. Dritte Hyp.
Erste Beob. A' A' + »«• A'
Dritte Beob. A"' A'" A'" + «•
'j Statt (lor kurtirten Di.staiizeii A'i A"'- kann man auch mit aeriiiscr Acr-
ümlcrmig der Hechuuug die wahren DistAnzen »•', »•'", bei den drei Hypothesen /.um
(irnnde legen, wenn man etwa die kurtirten Distanzen aus der schon beilänfiü In-
1. Uelier die benueniste Methode, die Bahn eines Kometen zn hereiduien. (il
^lan berechne für A'und a' + "i aus dei- geocentrischen Beobachtung
die heliocentrische Länge und Breite des Kometen in der ersten Be-
obachtung: und für A'" und A'" -|- n die heliocentrisclie Länge und
Breite in der dritten Beobachtung. Diese Eechnungen sind sehr leicht.
Denn es ist der Winkel an dem auf die Ebene der Ekliptik projicirten
Ort des Kometen, den ich c nennen will, durch die Gleichung
E sin (Ä — a)
sm c = ^
/\
gegeben/) und damit findet sich e, oder die Elongation des Kometen
von der Erde
£ = 180« — c — (.1 — a),
die heliocentrische Breite aber
tang ß sin e
tang A
sin (A — ■ a)
Dann sucht man sogleich nach den Formeln des § 42 für jede der drei
Hypothesen die Länge des aufsteigenden Knotens und die Neigung der
Bahn, und da
COS l cos A
ist, auch die wahren Anomalien in beiden Beobachtungen, den Abstand
des Periheliums. und die Zeit vom Perihelio bis zur ersten und dritten
Beobachtung. Folglich hat man auch die Zeit, die zwischen diesen
beiden Beobachtungen, den drei Hypothesen zu Folge, hätte verfliessen
sollen. Diese mit der wirklich beobachteten verglichen, giebt die erste
Vergleichung. In den drei gefundenen Bahnen addirt man zu der Zeit
vom Perihelio bis zur ersten Beobachtung, die beobachtete Zeit von
der ersten bis zu einer zweiten von den übrigen beiden hinreichend
entfernten Beobachtung, und berechnet sodann in jeder der drei Hypo-
thesen die geocentrische Länge, oder, wenn sich die Breiten stärker
ändern, die geocentrische Breite in dieser zweiten Beobachtung. Diese
berechnete Länge oder Breite mit der beobachteten verglichen, giebt
die zweite Gleichung.
kannten Bahn nicht so leicht berechnen kiiuute, welches besonders der Fall sein winl.
wenn mau sich noch nicht die Mühe gegeben hat, die Länge des ft nnd die Neigung-
der Bahn zu suchen, sondern blos Zeit und .\bstaiul der .Sonnennähe bestimmt hat.
') Es ist bekannt, dass dem Sinus von c zwei Winkel, ein stumpfer und eiii
spitzer, zugehören können. Bei der schon beiläufig bekannten Bahn wird man nicht
leicht zweifelhaft sein können, welchen man wählen müsse.
A' + m
A'
A' + x
A'"
A'" + n
A"' + 2/
r+P
7 + 5
i" l.eob, Zeit
a + .
a + .
<l I>e"b Lange
j)x ,(iy^ ^.,
m n
— r
.i^_ + '.y = «'-
m n
— n
(32 Alihinulhuisreu.
§ '7.
Dies ganze Verfahren lässt sich demnach also vorstellen:
Erste Hj-p. Zweite Hj^p. Dritte Hj-p. Wahre Bahn
Kurt. Abstand in der
ersten Beobachtung . a'
in der dritten Beol).
Zeit zwischen der er-
sten und dritten Beob.
Länge in der zweiten
Beobachtung . . .
und sodann ist
und
woraus sich auf eben die Art, wie § 7ö, der Werth von ./■ und // er-
giebt. Ist nun lu und n nicht zu gross angenommen, und x und y
kleiner oder nicht merklich grösser, als m und ;;, so lassen sich alle
Elemente der Kometenbahn durch Interpolation leicht finden.
§ 78.
Drei vollständige Beobachtungen sind im Grunde zuviel, um die
Bahn eines Kometen, wenn man sie als eine Parabel annimmt, zu be-
stimmen. Dies will sagen, wenn die Bahn des Kometen nicht wirklich
parabolisch ist, oder wenn Fehler in den Beobachtungen stecken, so
kann man nur drei Längen und zwei Breiten, oder zwei Längen und
drei Breiten durch eine Parabel angeben. Dies ist auch der Grund,
warum ich in der eben angegebenen Verbesserungsmethode von der
mittleren Beobachtung nur die Länge oder auch nur die Breite ge-
braucht habe. Allein in Lambert's, De La Pi.ace's, und der hier auf
die Parabel angewendeten NjcwTON'schen Jletliode zur Verbesserung
einer Kometenbahn scheint es, dass man drei vullständigen Beobach-
tungen unter der parabolisclien Hypothese genug thue. Allein dies
scheint auch nur so. Ist nämlich die Bahn eines Kometen von einer
Parabel merklicli verschieden, oder sind die Beobachtungen fehlerhaft.
Sit bleibt nothwendig irgend eine in der Natur des l'roblems liegende
Bedingung unerfüllt, indem man drei vollständigen geocentrischen Be-
obachtungen und den parabolischen Bewegungsgesetzen genug zu thun
glaubt. So wird man nach Lajideut § (35 die drei geocentrischen
Distanzen so bestimmen, dass der Komet nach den parabolischen Be-
1. Ueher flie bequemste Methode, ilie Bahn eiues Kometen zu berecbuen. (33
Wegungsgesetzen zwischen den drei dadurch angegebenen Punkten ge-
rade die beobachteten Zwischenzeiten braucht, aber diese drei Punkte
werden nicht in einer durch den Mittelpunkt der Sonne gehenden Ebene
liegen. Herr De La Place wird nach § tJ7 die Zeit und den Abstand
des Periheliums so bestimmen, dass die auf beide Arten berechneten
Unterschiede der wahren Anomalien mit einander übereinstimmen, allein
die aus dieser gefundenen Zeit, dem Abstand des Periheliums, und den
drei geocentrischen Beobachtungen berechneten heliocentrischen Oerter
des Kometen werden nicht in einen grössten Kreis der Sphäre fallen.
Endlich wird man nach der auf die Parabel angewandten XEWTox"schen
Methode eine Länge des Knotens und eine Neigung der Bahn finden,
wodm-ch die aus den drei geocentrischen Beobachtungen berechneten
)■', r", )■'" und l-', /.•", genau nach den Bewegungsgesetzen der Parabel
die beobachteten Zwischenzeiten geben; allein die dadurch angegebenen
Oerter werden nicht in einer und derselben Parabel liegen. In allen
drei Fällen wird man also nicht eine, sondern eigentlich drei Parabeln
finden, die mehr oder weniger von einander unterschieden sind, je nach-
dem die Beobachtungen genauer sind, oder die wirkliche Bahn eines
Kometen mehr oder weniger von einer Parabel abweicht. Man nimmt
und bereclinet indessen nur diejenige dieser Parabeln als die wirkliche
Bahn, die durch die beiden äussersten Punkte geht, oder die der ersten
und dritten Beobachtung Genüge thut. Für- diese drei Parabeln ist
nun bei Herrn De La Place Zeit und Abstand des Periheliums, bei
Xewtox's Methode Länge des Knotens und Neigung der Bahn einerlei ;
die übrigen drei Elemente, sowie bei L.vjibeht alle fünf, fallen in allen
drei Parabeln vei'schieden aus.
§ 79.
Die Bedingung, dass alle Punkte der Kometenbahn in einer durch
den Mittelpunkt der Sonne gehenden Ebene liegen müssen, ist an sich
die wesentlichste der Kometentheorie. Schon dies giebt der hier auf
die Parabel angewandten NEWTOx'schen Verbesserungsmethode der
Koraetenbahnen den Vorzug vor den übrigen, indem sie dieser Haupt-
bedingung genug thut. Allein auch darin hat sie vor denselben einen
gi'ossen Vorzug, dass man sie unmittelbar brauchen kann, die elliptischen
Bestimmungsstücke der Kometenbahn zu finden, wenn es sich ergeben
sollte, dass man bei dem Kometen, den man berechnet, mit einer Parabel
nicht ausreiche.
§ 8".
Um zu wissen, ob dies der Fall ist, so berechne man aus den für
die beiden äussersten Beobachtungen gefundenen parabolischen Elementen
04 Abhaudlmigen.
wieder I" uud r", die man auch aus der Rechnung- § 75 gefunden hat.
oder leicht finden kann. Weichen die auf beide Arten gefundenen
Wei-the merklicli von einander ab, ist p und q nicht zu gross ange-
nommen, darf man sich auf die Genauigkeit der Beobachtungen ver-
lassen, und sind diese weit genug von einander entfernt, so kann man
dann versuchen, statt der Parabel die elliptische Bahn zu bestimmen.
Ich habe nicht gefunden, dass sicli hierbei die EiLEK'schen Methoden
merklich abkürzen Hessen, die er in den beiden oft angeführten A\'erken
gegeben hat. Statt der Chorden k'. /," muss man, sobald man |', i", i'".
)■'. )•". )•'" gefunden hat, sogleich den Parameter der Ellipse für jede
der drei Hypothesen durch die Formel
sin ( g" - n + sin {j'" - j") — sin (!'" - .-')
" si n(r- o , sin(r'- 1') _ sm (r ' — r )
r' ' "^ r"' " ~ r"
bestimmen, welche Formel viel bequemer ist, als diejenige, die Eulek
in der theoria mot. plan, et com. angiebt, aber im Wesentlichen mit
derjenigen übereinstimmt, die in den liecherdies sur l'orbUe de la
Comcte 176!' enthalten ist. Aus dem gefundenen Parameter wird leicht
die wahre Anomalie in der ersten Beobachtung, der Abstand des Peri-
heliums, und sodann die Zeiten vom Perihelium, mithin auch die Zeiten
zwischen den Beobachtungen berechnet. Hierbei ziehe ich nun die
Formeln in der TJieoria denen in den liechervhes vor. Durch Ver-
gleichung der berechneten Zwischenzeiten mit den beobachteten bestimmt
man auf eben die Art, wie bei der Parabel, die Verbesserung der Länge
des Knotens und der Inklination, und den wahi-en W'erth der elliptischen
Elemente durch Interpolation.
§81.
Selten oder nie wird mau in den Fall kommen, die elliptische Bahn
eines Kometen um irgend eines erheblichen Nutzens oder Vortheils
willen berechnen zu müssen. Das Stück der Kometenl)ahn, das der
Sonne am nächsten liegt, lässt sich fast immer durch die iiarabolische
Hypothese so genau bestimmen, dass man den Kometen künftig wieder-
erkennen und seinen gegenwärtigen Lauf, Abstand von Erde und
Sonne u. s. w. scharf genug darstellen, voraussagen und beurtheilen
kann. Und dieses ist, dünkt micii, der ganze Zweck einer Kumeten-
berechnung, da die Bestimmung der elliptischen Bahn doch nie die Um-
laufszeit mit einiger Sicherheit kennen lehrt,' i indem die Abweichungen
') Der Komet von 1770 scheint eine grosse und berühmte Ausualinie zu machen.
Olmc dni-ilher entscheiden zu wollen, darf man doch bemerken: 1. dnss die Beobach-
tnngen vor dem Perihelinm deswegen fehlerhafter .sein kennen, weil der schweiflose
1. Ueber die bequemste Methode, die Baku eines Kometen zu bereclmen. 65
der parabolisclien Hypothese von der wahren Bahn sich zu sehr mit
den Fehlern der Beobachtungen vermengen. Diese Fehler sind gewiss
in manchen Fällen weit grösser, als man sich vorstellen sollte, woran
grösstentheils Licht und Gestalt des Kometen, und UnvoUkommenheiten
unserer Fixsternverzeichnisse Schuld sind.
§ 82.
Bei Berechnung der elliptischen Elemente erfordert Auswahl und
Behandlung der Beobachtungen die grösste Schärfe und Sorgfalt. Es
mnss auf Parallaxe, Aberration und Nutation gehörige Eücksicht ge-
nommen werden. Vielleicht wäre es gut, für eine der wahren ellip-
tischen Bahn schon nahe kommende Parabel alle Beobachtungen mit
der grössten Genauigkeit zu berechnen. Die Unterschiede der Beobach-
tungen von der Rechnung müssen, insofern sie blos der elliptischen
Figm- der Bahn zugehören, eine einförmige und regelmässige Zu- und
Abnahme zeigen. Sprünge und Unregelmässigkeiten zeigen Fehler der
Beobachtung oder Rechnung an: denn auch bei dieser dürfen hier ein-
zelne Sekunden nicht vernachlässigt werden. So wird man ziemlich
im Stande sein, wenn man anders zahlreiche Beobachtungen vor sich
hat, diese von ihren Fehlern zu befreien; und dann lässt sich etwas
über die Ellipse versuchen, besonders wenn der Komet in beiden Aesten
seiner Bahn, vor und nach der Sonnennähe, gesehen worden ist.
Komet einen selir grossen scheinbaren Durchmesser hatte, und es wohl nicht leicht
ist, immer genau den Schwei^punkt dieser Diinstmasse als den eigentlichen Gegen-
stand der Beobachtung zu unterscheiden; 2. dass die NEwioN'sche oder EcxER'sche
Methode, wodurch Herr Lexell die Ellipse und die Umlaufszeit dieses Kometen be-
stimmte, gerade in diesem Fall etwas misslich anzuwenden war, da die Bahn eine so
geringe Neigung gegen die Ekliptik hat. Ich leugne indessen nicht, dass dieser
paradoxe Komet eine von der Parabel sehr abweichende Ellipse beschrieben hat, da
.so grobe Beobachtungen wie die LAMBERT'scheu (Beiträge, III. Theil, S. 318) schon
die Unzulänglichkeit der parabolischen Hypothese zeigten, und selbst die nach dem
Perihelium angestellten Beobachtungen sich nicht in einer Parabel darstellen Hessen.
Sonderbar ist der Irrthum eines grossen Geometers und Analysten, des Herrn
Du SifijoüK, der durch mehrere berechnete Parabeln drei vollständigen Beobachtungen
dieses Kometen völlig genug gethan zu haben glaubte. S. Dtr Sß.jouE, Traue ana-
lytique des mouvemens apjparens des corps Celestes. Tom. H, CItap. 13, p. 613 sq.
Olbers I
gg Abhandlungen.
la. Ueber die zweckmässig:ste Art, bei der Bereclmimg einer
Kometeubalin die Versuche aiizustellen.
Zusatz zu der vorigen Abhamllung.
[AstronomiBches Jahrbuch für 1833, S. 251—263.1
Bei meiner Methode, Kometeiibahnen zu berechnen, findet man sehr
leicht die drei Fundamentalgleichungen für r"', ?•'"'-, und k"", oder für
die Quadrate der beiden Abstände von der Sonne in der ersten und
dritten Beobachtung, und der dazwischen liegenden Ohorde. Auch sind
die Versuche, aus ihnen den Werth von q' oder den kurtirten Abstand
des Kometen von der Erde in der ersten Beobachtung zu finden, weder
sehr beschwerlich, noch hat man deren sehr viele zu machen. Indessen
ist es doch unangenehm, wenn man diese Versuche gleichsam so ganz
aufs Ungewisse, mit einem willkürlich vorausgesetzten ^^'erth von q' an-
fangen soll, und es wird Manchem wenigstens immer ein fühlbarer
Mangel bei dieser Methode gewesen sein, dass man nicht gleich einen
genäherten Werth von q anwenden, und den wahren Werth dieser
Grösse nach bestimmten Regeln finden konnte. Folgendes Verfahren
scheint mir diesen Mangel glücklich zu heben.
Aus der Gleichung für das Quadrat der Chorde:
k"^ = F -{- Gq' -\- Hg'-
würde sich q sehr bequem finden lassen, wenn k'"' bekannt wird. Setzt
man nämlich der Kürze wegen F' = k"'- — F, und nimmt
tangv = -^ y ^,
so ist:
/Ji"
e' = tang|v'yjy-
So lange nämlich F' positiv bleibt, giebt es nur einen positiven
„ immer richtig
gefunden, wenn man sich nur erinnert, dass für ein negatives G der
Winkel y stumpf wird.')
') .Sollte in »olteiieren Füllen F' negativ werden, so nehme man (F' unter dem
Wurzelzeichen, doch als positiv behanilelt)
*"'"'= G Vir
mid es sind die beiden Werthc von q:
Zweckmässigste Art, bei d. Berechnung einer Kometenbahn Versuche anzustellen. 67
Um also einen genäherten Werth von q zu finden, muss man einen
genäherten Wertli von Ä-"- haben. Dieser findet sich nun so: Es ist F
das Quadrat der Chorde der Erdbahn. Nun ist, so lange beide Chorden
klein sind, sehr nahe
iF
"^ — / + /"
Man kennt freilich weder ;' noch r'", oder die beiden Abstände
des Kometen von der Sonne. Aber einmal kann r' -f- r'" nicht kleiner
als 1 sein, sobald die scheinbaren Entfernungen des Kometen von der
Sonne nur grösser als 30 ** sind ; und von der anderen Seite ist ;•' -|- r'"
aber auch fast immer kleiner als 3, weil die uns sichtbaren Kometen,
sehr .wenige Ausnahmen abgerechnet, gewöhnlich innerhalb der Mars-
bahn sind. Aus diesem Grunde ist 2 immer ein genäherter Werth für
r' -J- 1'"', und man hat also zum ersten Versuche:
iF 4F
r = ^^^,-F = ^-F==F.
r -\- r 2
Man kann, wenn man will, F' zum ersten Versuche noch näher
bestimmen, weil es leicht ist, vorher zu wissen, ob r' -(- '"'" grösser oder
kleiner als 2 sei. Schon der blosse Ueberblick der Gleichungen für
r"- und r""' wird den etwas geübten Rechner hier leiten können. Sind
die Winkel A — a grösser als 90", und der Koefficient von q in diesen
Gleichungen also positiv, so ist natürlich r' -j- r'" nothwendig grösser
als 2i2. Da kann man denn gleich /■' -(- r'" = 2,4 setzen, und dann wird
4:F
F' = ^-F=iF
Sobald aus dieser ersten Näherung
F'=^F oder = f -P
ein Werth von g' durch die so leicht zu berechnenden Formeln
tangv; = -^ Yj^,
gefunden ist, bestimmt man dadurch r' und ;'" anfangs nur in wenigen
Decimalen. Statt des gefundenen Werths von g kann man einen ihm
^ und cot 5'?l/-g
Hier kijnueu beide positiv sein, doch wird immer nur der letzte gelten. Der Fall
von einem negativen F' kann übrigens nur sehr selten und nur dann Statt finden,
wenn r' -\- r'", oder die Summe der beiden Abstände des Kometen von der Sonne,
grösser als 4 ist.
5*
g3 Abbandlimgen.
nahe kommenden bequemeren Bruch, z. B. |, ^, | u. s. w., nehmen und
so sehr leicht r"- und r""- berechnen; findet man so
r' = 1 + 6,
so ist es völlig hinreichend, durch die bekannte Näherungsformel
»•=1 + 2^^
r und )•'" zu bestimmen. Die so gefundenen beiläufigen Werthe von
r' und >•'" in die Gleichung
F' = F
r' + r"'
gesetzt, wird man schon einen genaueren Werth von F' und p' erhalten.
Nun muss man schärfer rechnen. Aus diesem zweiten Werth von q
berechnet man r' und r'" genauer. Ist nun T die Zwischenzeit der
Beobachtungen, so mache man
wobei log 4m = 8,536 611 4, und es ist sehr nahe, wenn die Zwischen-
zeit nicht gar zu gross ist:^)
^' ^ r' + r'" + V + r'") ' 12 (/ + /")-
+ ^ \r' -(- r'") ■ Vl2(/ + r"')V ~ ^'
oder, wenn man die drei ersten Glieder rechter Hand A, B, C nennt,
so ist
Ä
B-
r' + /"
A^
I2{r' + r"'f
4B'
so dass sich diese Formel sehr leicht berechnen lässt, bei der das dritte
Glied gemeiniglich schon unbeträclitlicli klein ist.") Aus diesem F' wird
wieder r/ berechnet, das nun schon dem wahren Werth sehr nahe kommen
wird. Eine nochmalige Wiederliolung der Rechnung für F' und q aus
•) Setzt mau nämlich der Kürze wegen r'-j-r"' = S, so ist:
„ _ <>' tf* . ^?» <»»
S "•" 12S* "*■ 36S' + 72S'»
■') Sollte lue Zwischenzeit so gross genommen sein, dass mau noch ein viertes
Glied filr k' mitnehmen müsste, so findet sich auch dieses sehr leicht. Denn es ist:
i
Zweckmässigste Art, bei d. Berechnung- einer Kometenbahn Versnobe anzustellen. 69
dem zuletzt gefundenen Werth von q' giebt letzteres so genau, dass
sich nun alles Uebrige durch Interpolationen nachholen lässt. Einige
Beispiele werden die ungemeine Bequemlichkeit und Sicherheit dieser
Methode am besten zeigen.
Zuerst wähle ich als Beispiel den in meiner Abhandlung^) berech-
neten Kometen von 1769. Es wurde damals für das Quadrat der Chorde
gefunden:
k"^ = 0,018 68 — 0,109 60 g' + 0,496 89 q\
Also ist F = 0,018 68, (? = — 0,109 60, H= 0,496 89.
Nimmt man nun zum ersten Versuche F' = F, so ist:
log i^' = 8,271 38
log ^ = 9,696 260 3
log F'jH . . . = 8,575 12
log VF'IH. . . = 9,287 56
log tang iy> . = 0,235 36
log 2 H.
log Cr. . .
log 2HIG
log VF'IH
log taug V'
¥'
log e' = 9,522 92
q' = 0,333 36
Ich nehme also q' = ^ und finde durch einen sehr leichten Ueber-
1 V
= 9,997 290 3
= 9,039 810 6„
= 0,957 479 7n
= 9,287 56
= 0,245 04„
= 119''38'
= 59" 49'.
schlag/ =1,02,
: 0,84, also / + r'" = 1,86, und
F' =
iF
2,14
1,86
log i^ = 8,271 38
log 2,14 . . . . = 0,330 41
compl. log 1,86 = 9,730 49
log i^' = 8,332 28
log S" = 9,696 26
log F'IS. . . . = 8,636 02
log VF'jS. . . = 9,318 Ol
log tang I y . = 0,220 65
log e' = 9,538 66
F, folglich:
1,86
log 2Ä/G
\og VF'IH.
log tang yj .
V
= 0,957 48„
= 9,318 01
= 0,275 49„
= 117"56'
^rp = 58058'
q' = 0,345 7.
Mit diesem Werthe von q muss nun Alles genauer berechnet werden.
Es findet sich r' = 1,023 08, r'" = 0,835 92, also / -f /" = 1,859 00.
Da nun T= 8,0000 Tage, so ist log ?? = 9,439 701 4, log »?2== 8,879 402 8,
und die fernere Rechnung steht nun so:
logi?2 . . .
= 8,879 402 8
log 12 = 1,079 18
C wird ganz
log r' + r'"
= 0,269 279 4
log (r' + r"'f = 0,538 56
unbeträchtlich.
\QgA . . .
= 8,610 123 4
= 1,617 74
log .4- = 7,220 25
log 5 = 5,602 51.
') S. Abbaufllung 1, § 46, S. 38.
70
Abhandluntren.
A = 0,040 750
B = 0,000 040
k"- = 0,040 790
F = 0,018 680
F' = 0.022110
log F' ... = 8,344 588 7
log H . . . = 9,6 90 260 3
log F'iH . ^^48 328 4
log yP^. = 9,324 164 2
logtang + v = 0,21 7 813
log q' . . .= 9,541 977 2
log 2HIG .
log- VWH .
log tang V .
= 0,957 479 7„
= 9,324164 2
= 0,281 643 9„
V = 117« 36' 6"
I V' = 58» 48' 3"
0,348 32.
Ich bestimmte damals, in der frülieren ausführlich oben gegebenen
Rechnung, o' = 0,348 35. Man sieht also. Avie äusserst nahe wir schon
dem wahren Werthe von g gekommen sind, und dass eine nochmalige
Wiederholung der Rechnung Alles in genügender Schärfe geben wii-d.
Da hier zufällig / + >■'" wenig von 2 verschieden ist, so könnte
man vielleicht glauben, dass nur deswegen der wahre Werth von g so
leicht gefunden sei. Ich will deswegen nun ein Beispiel geben, worin
/ 4- '■'" ungewülinlich klein ist. Der erste Komet von 1805 nach
Herrn Ivory's Berechnung wird uns ein solches darbieten. Die drei
von IvoRY gefundenen Gleichungen ergaben sich:
r'- = 0,988 192—1,271 721 g' + 1,000 UUO o"',
,•'"2 = 0,981 987 — 2,311 644 g -f 1,881 447 q'-,
Je'"- = 0,043 371 — 0,074 489 q -f 0,485 837 g'-.
Dabei war log i?" = 9,234 187 3. Jeder Rechner wird gleich aus
den grossen negativen Koefficienten von g in den Gleichungen für r"-
und )■""■ schliessen, dass r' -\- r" viel kleiner sei als 2, und daher mit
Vortheil r -\- r" -= 1,5 zur ersten Rechnung voraussetzen. Allein ich
will mich absichtlich dieses Vortheils nicht bedienen, sondern zu-
erst r' -f ?•'"= 2, mithin F'-.F nehmen. Da nun F= 0,043 371,
(? = — 0,074 489, H-^ 0,485 837, so ist:
log F' . . .
ff
log F'IH .
log VFfff.
8,637 20
9,686 491
= 8,950 71
= 9,475 35
log tang Iv = 0, 110 32
log o . . . =^9,585 67
Q = 0,387 2
Aus diesem Werthe von
log 2H. .
log G. . .
log 2HIG
log VF^H
log tang y
V
iv
findet sich
■iF
also / + ,'" ^ 1,413, mithin F'^^~-F^ ^;-J^ F
== 9,987 521
= 8,872 092 »
= 1,115 429„"
= 9,475 35
= 0,590 78„
= 104« 24'
= 52» 12'.
0,8042, r'" = 0,6088,
2,587
Zweckmässigste Art, bei (1. Berechnung: einer Kometenbalin Versuche anzustellen. 71
log 2,587 . . . = 0.412 80
compl. log 1,413 = 9,849 86
log J' = 8, 637 20
log F' = 8,89986
log ^ = 9,686 49
log F'jH . . . = 9,213 37
log VFÄff . . = 9,606 69
log tang \ v" • = 0,081 84
log g' = 9,688 53
log 2HIG
1,115 43„
log \F'IH . = 9,606 69
log tang y . = 0,722 12^
V = 100° 44'
i V' = 50« 22'
o = 0,488 12.
Mit diesem Werthe von g, den man schon als genähert betrachten
kann, suche ich nun Alles genauer. Es ergiebt sich r' = 0,778 270,
/" = 0,549 459, r' + r'" = 1,327 729. Nun wird F' durch die Formel
&- . A-
F"
+
/ + r"' ' 12(/ + r"7
und aus F' wieder g berechnet:
log 7?- . . = 9,234 187 log 12 . . = 1,079 18
logr'+r"'= 0,123 436 log (r' + r'")- 0,246 8^
log .4 .
+ ^--.
: 9,110 751
^ = 0,129 048
B = 0,000 786
log Ä'
log B.
log F'
log H
C = 0,000 019 log F'\H.
1,326 05
8,221 50
log 4
log £2
log^
logC
= 0,602 06
= 3,790 90
4,392 96
^9,110 75
= 5,282 21
= 6,895 45
= 8,936 926 log 2S'/G = 1,115 429„
= 9,686 491 logVF/S^= 9,625 217
r- = 0,129853 log VJ^'/fl'= 9,625 217 v' ■
7?^ = 0,043 371 log tangiy = 0,078 488 \w
F'= 0,086 482 log ß' ... = 9,703 705
Q =0,505 481
Damit ist p schon sehr nahe gefunden.
= 9,250 435 log tang v'= 0,740 646,
= 100° 17' 56"
= 50" 8'' 58".
/ = 0,775 161, r" = 0,542 425,
letzten Rechnung findet man:
^ = 0,130 139 log F' . .
^ = 0,000 813 log if . .
(7 = 0,000 023
h"-
,' j_ ,•
Es ergiebt sich nun
1,317 586. Hieraus zur
= 8,942 524 log 2^/6^ = 1,115 429„,
= 9,686 491 \og\FV I= 9,628 016
log tang v = 0,743 445^
0,130 975
jP = 0,043371
^'=0,087 604
9,256 033
log VF/S" =9,628 016
log tang l V = 0,077 9 95
log Q . . .
0,706 011
W ■
= 100" 14' 0,6"
= 50" 7' 0,3".
q' =0,508172
Herr Ivokt fand o = 0,5081, und so ist keine weitere Wieder-
holung der Rechnung nöthig.
72 Abhandlungen.
Ein Beispiel, worin r' -\- r'" viel grösser als 2 ist, kann nns
Herrn vox Zach's Komet von 1779 liefern (s. Vorrede). Baron von Zach
giebt die drei Fundamentalgleichungen:
r'°- = 0,982 402 3 + 0,873 627 9 q + 2,332 B34 q'-,
r""-= 0,988 609 + 2,118 688 q + 2,880 413 q";
k'"- = 0,041 877 3 + 0,006 844 7 g' + 0,208 501 q'\
Da hier offenbar wegen der grossen positiven Koefficienten von
q', r' -\- r" viel gi'iisser als 2 sein muss, so setze ich nach der oben
gegebenen Vorschrift, r' + »•'" = 2,4, also J?'' == | i^= 0,027 918, und
es ist
log J?" ... = 8,445 89 log 2HjG = 1,784 783 8
log fi- . . . =9,319108 2 log •\/WjH = 9,56 3 39
log riH^ . = 9,126 78 log tang v' ^1,248 17
log VF^IH. =9,563 39 y> = 87" 26'
log tangiy = 9,980 53 iy> . . . . = iS" 43'.
log e' .... = 9,543 92
e' =0,3499
Statt dieses Werths von q' setze ich q = i = 0,3333 . . . und
finde durch einen leichten Ueberschlag r = 1,238, /" = 1,418, mithin
r' + )•'" = 2,656 und also:
p. _ 4 J- 1,344
r'-\- r'" ^ ~ 2,656 ^'
damit log i?" = 8,32515, log VF'jH= 9,503 02, v = 87" 3', und
q' = tang i y> VF'jH = 0,302 45.
\nn wissen wir also schon, dass der wahre Werth von q nicht
viel von 0,31 verschieden sein kann. Ich setze also q = 0,31, suche
nun Alles genauer und finde:
r' . . . = 1,215 479
»•'" . . . = 1,386 438
r' + r"'= 2,601 917.
Da nun log i>« = 9,219 509 2, so erhalten wir:
A =0,063 7112
B =0,000 050
C = 0,0 00 000
Jc"^ = 0,063 761 2
F =0,041877 3
F' = 0,021 883 9
und damit:
Zweckinässigste Art, bei d. Berechuiiug- eiuer Kometeubahn Versuche anzustellen. 73
log F' ... = 8,340 124 8 log 2 HjG == 1,784 783 8
log i7 ... =9,3191082 log VF/ g= 9,510 508 3
log F'jH. . = 9,021 016 6 log tang y = 1,295 292 1
log VF'jH. = 9,510 508 3 y> =87« 5' 58"
log tang I v> = 9,978 004 8 \ ^> . . . . = 43" 32' 59".
log o' ... . =9,4885131
Q = 0,307 974
Herr Baron vox Zach fand o' == 0,308 578 5. Man sieht, wie nahe
wir schon der Wahrheit sind, iind dass eine nochmalige AViederholung
der so leichten Rechnung mit dem oben gefundenen Werthe von g' AUes
zur erforderlichen Genauigkeit bringen wird.
Sowie dies Verfahren immer glückt, r -(- /•"' mag grösser oder
kleiner als 2 sein: ebensowenig hängt der Erfolg von der Grösse von
o' ab. Zum Beispiel bei dem von Herrn von Zach berechneten Ko-
meten von 1799 war:
Je"- = 0,237 793 — 0,727 564 q' + 0,667 962 g-,
also F' unmittelbar = 0,237 793 gesetzt:
log F' . . =9,376 21 log 2H. . =0,125 78
log B. . . = 9,824 75 log G ... = 9,861 87„
log F'IH. = 9,551 46
log 2HIG =
0,263 91„
log VF'jH= 9.775 73
log \'F'!H=
9,775 73
tang 1 ip . = 0,355 34
log tang yj ==
0,039 64„
log o' ... = 0,131 07
V =
132° 23'
g = 1,352
i V • • • • =
66» lU'
Der Bequemlichkeit wegen setze ich g = 1|, und finde dann durch
einen leichten Ueberschlag r' = 0,92, /" = 0,85, also r' -j- r'" = 1,77.
Damit wird zur zweiten Rechnung:
iF 2 23
1,77 1,77
und hieraus g' = 1,4077. Mit diesem Werthe von g wird nun genauer
r' = 0,975 95, /" = 0,840 60, demnach r' + r'" = 1,816 55, und da
hier (wegen der wirklich zu grossen Zwischenzeit von 29 Tagen)
log j?2 = 9^99,5 622 6 ist, so findet sich:
Ä =0,544 973
B =0,007 500
C =0,000 413
-D = 0,000 034
k"- = 0,552 920
F = 0,237 795
^'=0,315125
und dann ferner:
74
Abhandhui
ä'en.
log r . . .
log H . . .
= 9,498 482 9
= 9,824 751 8
= 9,673 731 1
= 9,836 865 6
= 0,315 783 9
= 0,152 649 5
= 1,421 181
log 2H. . =
log G . . =
log 2HI0 =
log VF'IH=
log tang V =
¥' =
0,125 781 8
9,861 871 2„
log F'!H .
hgVF'iH.
log tang 1 V
log o' ... .
Q
0,263 910 6„
9,836 865 6
0,100 776 2„
128 «24' 40"
■ 640 12' 20"
Herr Baron von Zach fand p' ^ 1,418 404 3. Es lässt sich also
voraussehen, dass eine noch einmal wiederholte Eechnung Alles so scharf
geben wird, als man es bei der zu grossen Zwischenzeit nur verlangen kann.
Bei dem von mir berechneten zweiten Kometen von 1798 war g
angewöhnlich klein. Die Gleichung für das Quadrat der Chorde war:
k"-^ = 0,006 140 -
- 0,302
12 ß' + 4,839 55;?'-.
Anfanglich
F'- '^ F-
r -f- r
4F
2
-F = F = 0,006 UO,
vorausgesetzt, steht die erste Rechnuii
g so:
log i^' . . . = 7,788 17
log 2H. . =0,985 84
log Zf ... =0,68481
]og G . . = 9,480 18„
log F'jH. . = 7,103 36
log 2HjG = 1,505 66„
log VF'IH. =8,55168
log V2^'/Ä"= 8,551 68
log tang i y> = 0,343 64
log tangv = 'J,'>57 34„
log e' .... = 8,895 32
(/' = 1310 14'
e = 0,078 58 I ,^, . . . . = 65" 37'.
Hieraus / == 0,916, /" == 0,879, r' + r'" = 1,795, folglich zur
zweiten Rechnung F' = 2,205/1,795 . F, Avoraus g = 0,081 54 erhalten
wird. Ich bestimmte damals den wahren Werth von g = 0,080 824.
Man sieht, wie nahe wir schon durch diese vorläufigen Versuche ohne
schärfere Berechnung von //"-, dem wahren W'erthe von g' gekommen
sind, und dass sich auch hier durch vier Versuche Alles v()llig genau
finden wird.
Kurz, mir ist noch kein Fall vorgekommen, in welchem man nicht
durch vier Versuche, zwei vorläufige, worin man im ersten
F' = F oder = | F,
im zweiten, nach einer beiläufigen Berechnung von >' und r"' aus dem
im ersten Versuche gefundenen g,
F
F' = -- F
/ + r'"
setzt, und aus zwei in gehöriger Schärfe berechneten, bei denen man
r', r"' und k'"' durch & bestimmt, dem wahren Werthe von <>' so nahe
Zweckmässigste Art. bei il. Berechnung- einer Kometeubahu Versuche anzustellen. 75
kommen sollte, dass sich dann alles Uebrige durch Interpolation nach-
holen Hesse. Uebrigens zeigen obige Beispiele, wie leicht sich diese
Versuche, selbst die scharf berechneten, machen lassen.
So hat man also die bekannte LAMSEET'sche oder eigentlich Euleb'-
sche Formel:
f r' + r'" + k'y _ f r' + r'" — k"
~ 3m V2
_ (r' + /" + k")i — {r' + r"' — k")^
^ 12m
bei diesem Verfahren gar nicht mehr nöthig.
Ich will nun noch die übrigen Veränderungen, die ich bei Berech-
nung von Kometenbahnen an den Vorschriften in meiner Abhandlung
zu machen zweckmässig gefunden habe, kurz angeben. Die Gleichungen
für r haben dort die zur Eechnung sehr unbequeme Form:
r-Vf^gQ + hg"-.
Um hier r leichter finden zu können, verwandle ich sie in
r =
Macht man sodann:
VfV+^+^m
■L + e) y ? = tang 95^ oder = sin 9?-,
ersteres, wenn [j-\-q] positiv, letzteres, wenn es negativ ist, so hat
man im ersten Falle:
VT B
r :
cos (p cos 99
im anderen:
r = cos q) Vf = B . COS ff.
Fast ohne Mühe schreibt man, wenn man die Gleichungen für
>•"-' und »•""- berechnet, auch die beständigen Grössen gjh und log hjf
hin, da man die Logarithmen von f, // und /( vor sich hat.
Statt der Formel:^)
cot CO = ^ r^^°^51 r'^ - «ot (^"' - ^')
tang A sin (C — C)
findet sich u> bequemer durch:
>) Abhandlung 1, § 42, S. 33; § 47, S. 39.
76 Abhaudhiugeu.
/ C"' — C'\ sin(r' + /'). (C"' — C'\
ferner :
, tangfü ^ ,„ tang(ö> + C"' — C)
tang H = — ^-^ » tang ii = — ^-^ — - — -. ■
" cos t cos t
Ist nun h'" — u' = x, so nimmt man:
tang| = "|/^
und es ist:
^ ,j , , , tang(45'' — f)
tang (1 9; + l x) = — r^ — ^ •
Schliesslich erinnere ich noch, dass, wenn die Zwischenzeiten f, t"
sehr ungleich sind, es besser ist, in der Formel für M statt t" : f,
E'" sin JA'" — A")
E'smiA" — A')
zu setzen. Dies ist gewöhnlich etwas genauer, und da dann, in der
bei sehr ungleichen Zwischenzeiten fast immer sehr nöthigen Ver-
besserungsrechnung für M,^) die Grösse g = wird, so fällt diese auch
etwas bequemer aus.
2. Benicrkiing über die Methode, die Bahn eines Kometen zu
bereclinen.
Im .Tunius 1806 eigenhändig mitgetheilt.
(Astronomisches Jahrtuch für 1S09. S. 193—195.)
Um ZU Übersehen, warum meine Methode, Kometenbahnen zu be-
rechnen, auf den Fall, wenn der durcli die beiden äussersten scheinbaren
Oerter des Kometen gezogene grösste Kreis die Ekliptik nahe bei dem
Orte der Sonne in der mittleren Beobachtung schneidet, nicht mit
Sicherheit angewendet werden kann, darf man sich nur die Formel'-)
(m sin {A" — a') — tang ß') f
M--
(tang/J'" — m sin {A!' — a'")) U
') Abhandlung 1, § 56, S. 46 u. f.
«) Abhandlung 1, § 38, S. 30.
2. Bemerkung: über die Methode, die Baliu eines Kometen zu berechnen. 77
auf der Sphäre entwickeln. Es sei in der Fig. 5, SCV die Ekliptik, S der
Ort der Sonne in der mittleren Beobachtung, D, E, F die drei Oerter des
Kometen, A, B, C die den Längen
des Kometen korrespondirenden
Punkte auf der Ekliptik, CD, BE,
ÄF = ß', ß", ß'" die drei Breiten
des Kometen, so ist
SC = Ä" — a\
SB = Ä" — a",
SÄ=A"^a"':
folglich
Ferner
also
tang ESB ■■
m sin (Ä" — a') =
msm{Ä" — a")--
tang EB _
smBS ~ sin {A"—a"y
tang ß"
m.
tang ESB sin ÄC = tang HC,
tang ESB sin SÄ = tang AG,
m sin (A" — a') — tang ß'
tang ß'" — m sin (A" — a'")
ta.ng HC— tmgDC
tang AF — tang AG
Geht nun die Richtung der scheinbaren Bewegung des Kometen nahe
auf S, oder den Punkt der Ekliptik, in welchem sich die Sonne in der
mittleren Beobachtung befindet, zu, so fallen die Punkte F und G, Hnni D
nahe zusammen, folglich wird Zähler und Xenner in dem Koefficienten
von t" : t' in M sehr klein, und man wird, wenn in den Beobachtungen
auch nur kleine Fehler sind, für M einen sehr unrichtigen, oft ganz
falschen Werth herausbringen.
So oft man also Zähler und Nenner in dem Koefficienten von t" : Ü
sehr klein findet, so muss man eine andere mittlere Beobachtung wählen,
oder M auf eine andere Art zu bestimmen suchen.
Sonst ist die Gleichung
,„ ,(»»sin(A"-a')-tang^')^'
o = Mo == o -, ~ —
^ (tang^'"— msin(4"— a'"))*'
bis auf Grössen der dritten Ordnung genau, wie sich leicht zeigen lässt.
Der hier erwähnte Fall, der meine Methode, wie sie in meiner
Abhandlung vorgetragen ist, unbrauchbar macht, ist mir schon zwei Mal,
bei dem Kometen von 1795 und dem ersten von 1805, vorgekommen.
Auch die Pallas war im Anfange ihrer Erscheinung in demselben Fall.
Indessen ist es nicht schwer, sich sodann auf andere Art zu helfen,
obgleich die Rechnung immer weitläufiger wird, als wenn man unmittel-
bar nach meiner Methode verfahren kann.
78 Abhandlungen.
3. Veber die Verbesserung einer selion beiläufig bekannten
Kometenbahn.
Unterm 24. August 1S17 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1820. ?. aiö— 224]
Herr De Lambee hat im 3. Bande seiner Astronomie von S. 348
bis S. 375 meine Methode, Kometenbahnen zu berechnen, sehr umständ-
lich und deutlich vorgetragen und gütig beurtheilt. Allein die von mir
§§ 76, 77 meiner Abhandlung ') angegebene Verbesserungsmethode einer
durch das erste Verfahren beiläufig bekannt gewordenen Kometenbahn,
will ihm gar nicht gefallen. Er erklärt sie für misslich und ungenügend.
Ich würde mich nicht erkühnen, gegen dies ürtheil eines so grossen
Astronomen zu reklamiren, wenn ich nicht sähe, dass Herr De Lambee
diese Verbesserungsmethode seinen Lesern, und also auch wahrschein-
lich sich selbst ganz unriclitig vorstellt: Mein Vortrag ist an dieser
unrichtigen Darstellung nicht Schuld. Vielleicht anfangs durch einen
von ihm begangenen Schreibfehler verleitet, bildet er sich irrig ein, als
wolle ich durcii nicht mehr als zwei Beobachtungen die Bahn verbessern,
eine nicht blos niissliche, sondern ganz unmögliche Sache, die also aller-
dings eine noch viel härtere Verdammung verdient hätte, als Herrn
De Lambre seine Humanität darüber zu fällen erlaubt hat.
Meine Vorsclirift ist nämlich kurz folgende: Man wähle zwei so
weit von einander entfernte Beobachtungen, als man nur hat, und
berechne aus den genälierten Elementen für die Zeit einer jeden die
kurtirte Distanz des Kometen von der Sonne A', A'". Diese werden
von den wahren noch mehr oder weniger verschieden sein. Um die
wahren A' + aj, a'" -}- y zu finden, mache man für diese beiden Be-
obachtungen, die icli ausdrücklich als die erste und dritte Beobachtung
bezeichne, drei H3'i)0tliesen über diese kurtirten Distanzen.
Erste Hyp. Zweite Hyp. Dritte Hyp.
Erste Beob. A' A' -\-m A'
Dritte Beob. A'" A'" A'" + ».
Aus diesen angenommenen kurtirten Abständen von der Sonne, und
den beobaciiteten geocen tri sehen Ijängen und Breiten, berechnet man
für jede Hypothese die parabolische Bahn des Kometen, wozu ich am
angeführten Ort die leichte und bequeme Rechnung angebe. Nun findet
man in jeder dieser Balinen die Zeit
T, r-{-p, T + ry,
') Abhandlung 1, S. 60—62.
3. Ueber die Verbesserung einer scliou beiläufig bekannten Kometenbahn. 79
die nach deu drei Hypothesen zwischen dieser ersten und dritten Be-
obachtung hätten verstreichen sollen. Diese mit der wirklich beobach-
teten Zwischenzeit t" verglichen, giebt die erste Gleichung zur Be-
stimmung von X und y
m n
Um die zweite Gleichung zu erhalten, berechne man für die Zeit
einer zweiten, von den beiden angenommenen hinreichend entfernten
Beobachtung in jeder der drei Bahnen die geocentrische Länge, oder,
wenn sich die Breiten stärker ändern, die geocentrische Breite. Diese
berechnete Länge oder Breite, die in den drei Bahnen
a, 1 + ^) a -|- s
gefunden sein mag, mit der wirklich beobachteten u" verglichen, giebt
eine zweite Gleichung
rx sy
= a — a;
m n
aus diesen zwei Gleichungen findet man x und y, mithin die ver-
besserte Bahn.
So mein Verfahren, wobei ich also drei, nicht zwei Beobachtungen
anwende. Herr De Lajvibre stellt es sich und seinen Lesern so vor,
als wenn ich blos zwei Beobachtungen gebrauchen, erst die Zwischen-
zeit zwischen der ersten und von ihm sogenannten zweiten, und dann
die Länge oder Breite in dereelben zweiten Beobachtung berechnen
wollte. Dies könnte unmöglich eine brauchbare zweite Gleichung zur
Bestimmung von x und y geben. Denn bei richtig geführter Rechnung
würde man je nach dem Verfahren entweder
r=0, s = 0, a"— a =
oder
p -.r ^ q: s ^t" — r : a" — a
erhalten. In beiden Fällen Hesse sich also weder x noch y bestimmen,
welches sich auch schon von selbst versteht, da man zwei Beobachtungen
durch unzählig viele ganz verschiedene Parabeln völlig genau darstellen
kann, und also durch nicht mehr als zwei Beobachtungen gar keine
Verbesserung der Bahn möglich ist.
Dass aber Herr De Lambre nicht etwa durch einen Druck- oder
Schreibfehler meine Methode so unrichtig dargestellt hat, sondern dass
er mir wirklich das ungereimte Vorhaben beimisst, die Bahn blos durch
zwei Beobachtungen verbessern zu wollen, ist aus seinem Urtheil S. 374
klar: — „on voit, que sa niethode n'admet, que deux observations, et
que pour un arc de 200", comme celui de 1759, on pourroit toujours
douter, si la courbe, qui satisferait aux deux extremes, s'accorderait
30 Abliandhingen.
avec les observations intermediaires, il foudrait donc multiplier les cal-
culs. Cette methode n'a donc pas encore toute la generalite desirable."
Wenn ich übrigens vorgeschlagen habe, blos eine mittlere Beobach-
tung mit den beiden äusseren zu verbinden, und sogar für die Zeit dieser
mittleren Beobachtung nur die Länge oder die Breite zu berechnen, so
ist dies freilich nur dann hinreichend, wenn man nur das absolut Noth-
■wendige mitnehmen will. Besonders kann man sich dann hierauf be-
schränken, wenn man noch zu weit von der Wahrheit entfernt ist,
m, n. X und y noch zu gross sind, und man voraus sieht, dass man die
Verbesserungsrechnung für mehr genäherte Elemente, und kleinere
^^'erthe von m und n wird wiederholen müssen: oder wenn man die
Absicht hat, die parabolischen Elemente, die drei beobachtete Längen
und zwei Breiten, oder zwei Längen und drei Breiten genau darstellen,
kennen zu lernen. An sich ist die Methode gar nicht auf drei Beobach-
tungen beschränkt. Will man eine sich möglichst genaue, an mehrere
oder an alle Beobachtungen anschliessende Parabel haben, so muss man
für mehrere oder alle Beobachtungen die Längen und Breiten nach den
in den drei Hypothesen bestimmten Elementen berechnen. Diese mit
den Beobachtungen verglichen, geben für jede Länge und jede Breite
Gleichungen \on der Form
130; , qy
m n
und so wird man, wenn man überhaupt Q vollständige Beobachtungen
gebraucht, 2Q — 8 solcher Gleichungen erhalten, aus denen sich sodann
die wahrscheinlichsten Werthe von x und y durch die Methode der
kleinsten Quadrate bestimmen lassen.
Man sieht also, dass meine Verbesserungsmethode wirklich allgemein
und sicher gebraucht werden, und man ihr leicht die generalite geben
kann, die Herr De Lambee bei ihr vermisste. Sie lässt nicht blos zwei
Beobachtungen zu, sondern man kann so viele dabei anwenden, als man
will, und sie ist derjenigen ganz analog, die unser unvergleichlicher Gauss
(Theoria motus corporum coelestium, p 223) zur Verbesserung der ellip-
tischen Planetenbahnen vorschlägt.
Selbst zur Berechnung der elliptischen Kometenbahn liisst sich
meine Verbesserungsniethode sehr bequem einrichten, wie schon Herr Prof
Bessel angemerkt hat. Man muss dann vier Hypothesen statt drei zum
Grunde legen, oder den drei parabolischen Hypothesen noch eine vierte
elliptische beifügen. Das ganze Verfahren lässt sicli kurz so vorstellen :
Kurtirt» DisUnz I. Hyp. 2. Hyp. 3. Hyp. i. Hyp. Waliro Balm
in der L Beob. A' A' + m A' A' A' -\- x
in der .3. Beob. A'" A'" A"' + n A"' A'" + y
Excentricität 1 1 1 1 — e l — z
3. Ueber die Verbesseniiig einer schon beiläufig bekannten Kometenbalin. 81
Für jede der vier Hypothesen berechnet man die Bahn und aus
dieser die Zwischenzeit, die zwischen den beiden zum Grunde gelegten
Beobachtungen hätte verstreichen sollen. Dann müssen für jede dieser
Hypothesen so viele von den übrigen guten Beobachtungen oder aus
ihnen abgeleiteter Normalörter mit den nach ihnen berechneten geo-
centrischen Längen und Breiten verglichen werden, als man zur Er-
haltung einer hinreichend genauen Bahn nöthig findet, und so wird man,
bei Q Beobachtungen 2Q — 3 Gleichungen von der Form
m n e
erhalten, woraus sich x, y, z durch die Methode der kleinsten Quadrate
so werden bestimmen lassen, dass die dadurch gefiuidene ellijitische
Bahn sich möglichst genau an alle in Eechnung gezogenen Beobachtungen
anschliesst. Man wird natürlich nur dann Anlass haben, diese vierte
elliptische Hypothese beizufügen, wenn man die Bahn des Kometen
schon so genau kennt, dass m und n kleine Grössen und x und y noch
kleinere sind. Für e kann man eine willkürliche kleine Grösse z. B.
O.Ol annehmen und wird doch, seltene Fälle ausgenommen, z immer
kleiner finden als f.
Die Formeln, die Bahn nach der vierten Hypothese zu finden, brauche
ich hier wohl nicht umständlich anzugeben, da des Herrn Hofrath Gauss
vortreifliche Tlieoria motus C. C. in allen Händen ist und Alles er-
schöpft. Ich bemerke nur überhaupt, dass gerade bei der hier vor-
geschlagenen Verbesserungsmethode die Berechnung der elliptischen
Bahn nach der vierten Hypothese sehr leicht und kurz ist. Alle vor-
bereitenden Rechnungen, bis auf die Länge des Knotens und die Neigung
der Bahn inklusive, sind mit denen der ersten Hypothese identisch, also
bei dieser schon gemacht. Die wahren Anomalien in den beiden Be-
obachtungen, der Parameter und die Lage des Periheliums bestimmen
sich in der Ellipse, wenn die Excentricität gegeben ist, fast eben so
leicht als in der Parabel. Die beiden radii vedores r', r'" und der von
ilmen eingeschlossene Winkel X sind aus der Rechnung für die erste
Hypothese, und die Excentricität e = l — e ist aus der Annahme für e
bekannt. Nennt man nun die zu den radüs vedoribus r', r'" gehörigen
wahren Anomalien d — ^ X und d -]- \ X, den Parameter p, so hat man
p = r' [1 + e cos {d — \X)] = r'" [1 + e cos {d -f -J-Z)]
also
'/■'" — / = / e cos {d — iX) — r'" e cos ((^ + iZ)
= e (/ — /") cos rf cos iX -f e (/ + r'") sin d sin iX
oder
1 = „, , e sin d sin 4- X — e cos d cos \ X.
r — r
Olbeis I 6
82 A)ihandlunü-eu.
Setzt mau demnach
}■' -I- r'"
^,„ _ y tang 4X = tang Z
so ist
, , ^, — cos Z — cos Z
cos id -\- Z) = r-^ = jz . ^^ . -p- •
e cos-i^A (1 — £)cos-|-2l
Sodanu findet man den Parameter p aus einer der beiden obigen
Gleichungen und die distantia perihelii n = :y^^ • Die Zeiten, M'orin
die Anomalien d — i X, <? + i •'^' durchlaufen werden, berechnet man
sehr bequem nach der so sinnreichen Methode von Gauss in § 37 des
angeführten "Werkes. Um nachmals die wahren Anomalien in dieser
elliptischen Bahn für die Zeiten der verschiedenen Beobachtungen, die
man vergleichen will, zu berechnen, kann mau sich der Reduktionstafeln
der Parabel auf die Ellipse bedienen, vorzüglich der BEssEL'schen,
welches für ein so kleines e am bequemsten ist, da man fast immer
mit der ersten Potenz von e ausreichen wird.
Bei der fast immer Statt findenden sehr geringen Grösse von z ist
diese leichte Art, statt der parabolischen die elliptische Laufbnhn des
Kometen zu bestimmen, niehrentheils hinreichend, alle die Genauigkeit
in den elliptischen Elementen zu erhalten, die für den wesentlichen
Zweck einer Kometenbahn-Bestinimung genügt. Nur höchst selten, nur
dann, wenn i bedeutend gross gefunden wird, kann es sich der Mühe
verlohnen, diese elliptischen Elemente durch nach ihnen bestimmte
Normalörter und Difterentialformeln noch in grösserer Schärfe zu be-
rechnen. Diese grössere Schärfe für jeden Kometen erreichen zu wollen,
scheint mir eine sciiwerlicli zu billigende Verschwendung von Kraft und Zeit
zu sein, deren Nutzen ich mit Herrn De Lambre nicht einsehen kann.
Aber die hier vorgesciilagene Bestimmung der Ellipse ist so leiclit, dass
icli rathen möclite, bei Berechnung aller hinreichend lange und genau
beobachteten Kometen jene vierte Hypothese beizufügen, die Vergleichung
mit den Beobachtungen aber nicht weiter zu treiben, als hinlänglich
ist, von dem etwaigen Grade der Abweiciiung der wirklichen Konieten-
bahn von der Parabel oder der Grösse von z einen bestimmten Begritf
zu erhalten. Seit jener von dem Herrn Hofrath Gauss bei Berechnung
des zweiten Kometen von 1805 gemachten, weder von den Geometern.
noch von den Astronomen bisher, wie mich dünkt, genug gewürdigten
Entdeckung, da er nämlich fand, dass man die Beobachtungen dieses
Kometen durch eine Ellipse von sehr massiger Kxcentricität besser dar-
stellen könne, als durch eine Parabel: seit den Untersuchungen der
Hen-en Bessel, Nicolai und Encke über die Kometen von 1815 und
1812, die eine Umlaufszeit von nicht mehr als weniger 7'» Jahren bei
4. üeljer die "Wahrsclieiulichkeit, einen Kometen vor iler Sonne zu sehen. 83
diesen Kometen bewiesen haben, wird es sehr walu-scheinlich, dass
mehrere Kometenbahnen sich viel weiter von der Parabel entfernen,
als man gewöhnlich glaubte. Solche Fälle nicht unbemerkt vorbeigehen
zu lassen, dürfte jene, wie ich gezeigt habe, gar nicht lästige Rücksicht
auf eine Abweichung der Kometenbahn von der Parabel zu wünschen
sein, die zudem, wenn sich diese Abweichung beträchtlich zeigen sollte,
eine nöthige und gute Vorbereitung zu den ferneren Rechnungen ab-
geben wird. Auch wird diese Rücksicht auf die elliptische Form der
Kometenbahn dann nöthig, wenn man den unter den Sonnenstrahlen, oder
durch die südliche Abweichung unsichtbar gewordenen Kometen nach
einer langen Zwischenzeit wieder aufzufinden Hotfnuug hat, und voraus
sieht, dass seine Lichtstärke so klein sein wird, um grosse Fernröhre
zu seiner Erblickuug nöthig zu machen. Hier muss man den geocen-
trischen Ort genauer kennen, als ihn die parabolische Hypothese geben
kann. Herrn Wisniewskt's so glückliche 'Wiederauffindung des Kometen
von 1811 im Spätsommer von 1812 lässt uns künftig zu einem Erfolge
ähnlicher Bemühungen Hotfnung.
Dass man übrigens bei feinerer Bestimmung parabolischer und be-
sonders elliptischer Elemente die Aberration, Parallaxe und Präcession
gehörig berücksichtigen müsse, versteht sich von selbst. In dem oft
angeführten klassischen Werk der Theoria motus C. C. finden sich dazu
die bequemsten und geschmeidigsten Vorschriften.
Ich benutze noch diese Gelegenheit, einen Schreib- oder Druckfehler
in meiner Abhandlung über die Bestimmung der Kometenbahnen zu ver-
bessern, den Herr De Laübee wieder mit aufgenommen hat. Seite (31,
§ 76 nämlich muss statt
fang ß sin iA — a)
tang / = — ^-^ — , — 5^ ^
sm e
gelesen werden:
tang ß sin e
tang l =
sin {A — a)
4. Ueber die AValii'sclieiiiliolikeit, einen Kometen vor der
Sonne zn sehen.
Unterm 12. Januar 1801 eingesandt.
[Astronomisches .Tahrbuch für 1S04, S. 208—211]
Der Astronom D'Axgos will den 18. Januar 1798 einen Kometen
vor der Sonne gesehen haben. Nach Lichtexbeeg's Bericht soll etwas
6*
84 Abliaudhuiceu.
Aelinliclies noch zweimal in den sechziger Jahren des vorigen Jahr-
hunderts wahrgenommen worden sein. Also schon dreimal wäre ein
solcher Vorübergang in 36 Jahren bemerkt worden, und da dies immer
nui" zufallig geschah, so niüsste ein solcher Vorübergang eines Kometen
vor der Sonne sich sehr oft zutragen, um sich blos zufällig so oft zu
zeigen. Von der anderen Seite aber scheint sich eine solche Begeben-
heit nur äusserst selten ereignen zu können, da sie voraussetzt, dass
der Komet mit seiner unteren Konjunktion mit der Sonne zugleich
seinem Knoten sehr nahe sei. Ich werde hier die "Wahrscheinlichkeit
dieses Ereignisses nach der Theorie näher untersuchen.
Da bei Kometenbahnen alle Inklinationen gegen die Ekliptik gleich
möglich sind, .so werden auch für die scheinbare Bahn eines Kometen
und endlich auch für die relative scheinbare Bahn eines Kometen, in
Ansehung der Sonne alle Inklinationen gleich möglich sein. Je kleiner
diese scheinbare relative Neigung der Bahn des Kometen ist, um so
grösser kann seine geocentrische Entfernung von der Sonne bei seinem
Durchgange durch den Knoten sein, um doch vor der Sonne gesehen
zu werden; und umgekehrt. Da hier aber die mittlere "\^'ahrscheinlich-
keit zu bestimmen ist, so müssen wir im Mittel annehmen, dass die
scheinbare relative Bahn des Kometen einen Winkel von 4.5^' mit der
Ekliptik mache. Nennt man nun den scheinbaren Halbmesser der
Sonne = q, und denkt sich an den Sonnenrand eine Tangente gezogen,
die mit der Ekliptik einen Winkel von 45" macht, so wird diese Tangente
die Ekliptik in einer Entfernung = q V2 vom Mittelpunkt der Sonne
schneiden. Es erscheinen also im Mittel alle diejenigen Kometen vor
der Sonne, deren scheinbare Entfernung von der Sonne bei ihrem Durch-
gange durch den Knoten kleiner als o \'2 ist und die zugleich der Erde
näher sind als der Sonne.
Nun befinde sich die Erde während des Durchganges eines Kometen
durch seinen innerhalb der Erdbahn gelegenen Knoten in einem beliebigen
Punkte ihrer Balin. Man ziehe einen radiiw vector zur Sonne und
zu jeder Seite desselben aus dem angenommenen Punkt für die Erde
eine Linie, die einen Winkel = q 1^2 mit dem radius vector mache.
Aus dem Mittelpunkt der Sonne lasse man auf jede dieser beiden Linien
ein Perpendikel fallen. So erhält man zwei mit ilirer Hyiiothenuse an-
einander liegende gleiche rechtwinkelige Dreiecke, wovon diese Hypothe-
nuse = dem Abstände der Erde von der Sonne und der spitzigste Winkel
^ qV2 ist. Es ist klar, dass wenn der Knoten des Kometen innerlialb
dieser beiden Dreiecke fällt, der Komet vor der Sonne vorübergehen
werde. Da nun jede Lage des Knotens innerhalb der Erdbahn gleich
möglidi ist, so verhält sich die \\'ahrscheinlichkeit, dass der Komet
4. üeber die Wahrsclieiiiliclikeit, einen Kometen vor fler Sonne zu sehen. 85
vor der Sonne gesehen werden könne, wie der Inhalt der beiden Dreiecke
zn dem Inhalte der ganzen Erdbahn, d. i. sehr nahe wie 2o V2 : 360".
Nehmen wir also 2^ = 31' 34" == 1894", so ist die Wahrscheinlich-
keit für jeden Kometen, der dnrch seinen innerhalb der Erdbahn ge-
legenen Knoten geht,
■ =-/sii— .-■
Also von 484 Kometen, die durch ihren innerhalb der Erdbahn ge-
legenen Knoten gehen, wird man der Wahrscheinlichkeit nach nur einen
vor der Sonne vorübergehen sehen.
Allein der wievielste Theil der Kometen hat einen seiner Knoten
innerhalb der Erdbahn? Es ist klar, dass 1. die Kometen, deren distantia
perihelii grösser ist als 1 (den Halbmesser der Erdbahn = 1 gesetzt),
gar keinen Knoten innerhalb der Erdbahn haben können; 2. dass die-
jenigen, deren Abstand in der Sonnennähe kleiner als \ ist, nothwendig
einen Knoten innerhalb der Erdbahn haben müssen und beide Knoten
innerhalb derselben haben können. Es kommt dabei auf die Elon-
gation des Perihelinms vom Knoten an. Diese Elongation kann alle
möglichen Werthe von " bis 90 " haben. Um also im Mittel die Wahr-
scheinlichkeit zu finden, müssen wir für diese Elongation den mittleren
Werth =45" annehmen.
Damit wird von allen Kometen, deren distantia perihelü < cos^ 22|^''
ein Knoten und von denen, deren distantia penhelii <^ cos ^671", beide
Knoten innerhalb der Erdbahn fallen. Folglich fallen der Wahrschein-
lichkeit nach beide Knoten innerhalb der Erdbahn, wenn der Abstand
der Sonnennälie kleiner als 0,146 447 ist, und einer, wenn dieser Abstand
kleiner als 0,853 553 ist. Setzen wir nun die Menge aller Kometen,
die innerhalb der Erdbahn ihr Perihelium haben, = A, und nehmen
1. an, die Zahl der Kometen wachse, wie der Kubus der distantia perihelii,
so ist die Menge der innerhalb der Erdbahn liegenden Knoten von
Kometenbahnen
= A (cos« 22|o + cos« 67-1- ") = -j- A.
2. Nimmt aber, welches mir mit Lambert und Schubert wahrschein-
licher vorkommt, die Menge der Kometen nur wie das Quadrat des
Abstandes der Sonnennähe zu, so ist die Zahl der innerhalb der Erd-
bahn liegenden Knoten
= ^(cos^22^<» + cos*67iO) = fJ..
Setzen wir nun ferner, dass jährlich zwei Kometen, die ihr Peri-
helium innerhalb der Erdbahn haben, zu ihrer Sonnennähe kommen, so
erfolgen jährlich ein ins andere gerechnet | oder in zwei Jahren drei
Durchgänge eines Kometen durch einen innerhalb der Erdbahn gelegenen
86 Abhandlungen.
Knoten. Und da nur bei 484 solchen Dui-cbgängen der Wahrschein-
lichkeit nach einmal ein Vorübergang des Kometen vor der Sonnen-
scheibe erfolgt, so kann sich wahrscheinlich dies so seltene Phänomen
nur alle 322 Jalu-e ') einmal zutragen. Rechnet man nun noch hinzu,
wie oft es in Europa wegen bedeckten Himmels oder wegen der Nacht-
zeit unsichtbar bleiben muss, so darf man wohl nicht leicht hotfen, dass
irgend ein Astronom bald wieder so glücklich sein wird, als D'Angos
gewesen sein will.
'). Einige Beiiierkungeii über die Aufsuclmiig; der Kometen.
Unterm 10. August 1806 aus Rehburg eingesandt.
[Astrononiisi-hos .Talirbuch für 1803, S. 240—248.1
Damit ein Komet uns in unserm Nachtfernrohr sichtbar werde,
muss er eine gewisse Lichtstärke haben. Ist der Abstand des Kometen
von der Erde '=x, von der Sonne ^y, so wird seine Lichtstärke im
Verhältniss von „ ., sein, und mau kann sie allgemein durch „ .,
x-y- x-y-
ausdrücken. Hierbei ist nun m von der eigenthümlicheu Grösse und
Beschaffenheit eines jeden Kometen abhängig und wird für verschiedene
Kometen sehr verschieden sein. Allein wenn gleich grosse Kometen
zuweilen eine Ausnahme machen, so wird mau doch für den gewöhn-
lichen Fall im Mittel annehmen können, dass der Ivoefficient von nt
oder -s— s nicht kleiner als 1 sein darf, wenn der Komet dem Auge
x^y.
des Aufsuchers auffallen soll. Nehmen wir dies an, so lässt sich die
Begrenzung des Raums angeben, innerhalb dessen ein Komet sein muss,
um von uns gesehen oder aufgefunden zu werden. Ist nämlich
-^- = 1
und r der Abstand der Erde von der Sonne, qp die scheinbare Ent-
fernung des Kometen von der Sonne, so haben wir, da
2/- = x'- 4- r- — 2rx cos 7
ist, die Gleichung
X* -)- r'-x- — 2rx^ cos 9? — 1=0,
64.')
') Oder nilgemein in — Jahren einmal, wenn man anniinint, dass jiihrliih
m
m Kometen ihr innerhalb der Erdbahn gelegenes Perihelium erreichen.
5. Einige Bemerkuugen über die Aufsuchuug der Kometen. 87
oder statt r den mittleren Abstand der Erde von der Sonne und diesen
= 1 gesetzt:
ic* -|- X- — 2a;'' cos q> — 1 ^ 0.
Eine Gleichung für eine krumme Linie der vierten Ordnung, durch
deren Umdrehung um die durch Erde und Sonne gehende Axe der
ganze Raum eingeschlossen wird, innerhalb dessen ein Komet sein muss,
um uns sichtbar zu werden. Diese krumme Linie hat einige Aehnlicli-
keit mit der Ellipse, und Erde und Sonne befinden sich in Punkten,
die einigermaassen den Brennpunkten analog sind. Es ist leicht, die
Gleichung auf rechtwinkelige Koordinaten zu bringen. Man nehme die
Abscissen von der Erde an auf der Axe der krummen Linie, nenne
diese v. die Ordinalen z, so ist
t; = a; cos 9?,
z = x sin (f,
folglich
{z" + V-)- + (^" + v") (1 — 2t') — 1 = 0.
woraus
^'^+V'+{-
■2v
hergeleitet wird. Noch einfacher wird die Gleichung, wenn man die
Abscissen von der Mitte der grossen Axe, oder von dem Mittelpunkte
der krummen Linie an nimmt. Denn, wenn diese q heissen, so ist
1 — 2t;
mithin
Doch wieder zu unserer ersten Gleichung. Für 9?==0 wii'd sie
ic^ + a;- — 2a;«— 1 = 0,
welches sich offenbar in die beiden Faktoren zerlegen lässt:
a;- — a;— 1 = 0,
a;' — a;+l = 0.
Der erste giebt die beiden möglichen, der andere die beiden unmög-
lichen ^Yurzeln der Gleichung. Erstere sind
x = \±V\,
also a;= 1,618 034 und = — 0,618 034, letzteres negativ, weil dann x
auf der anderen Seite von der Erde liegt. Die grösste Ordinate findet
sich für i; = |, und a; = ?y=l, und sie ist =Vf = ±0,866 025. Für
« = 0, und 95 = 90", und für v^\ ist die Ordinate
= V_^-f y^ = + 0,786151.
gg Abhandlnngeu.
Die grosse Äxe der krummen Linie ist = Vs , die kleine = V3 . Dies
Alles kann dienen, sich überhaupt von der Figur dieser Kurve einen
deutlicheren Begriff zu machen.
Die Kubatur des durch Umdrehung dieser Kurve um die durch
Erde und Sonne gehende Axe gebildeten Körpers lehrt uns den Inhalt
des Raums und seiner Theile kennen, in denen ein uns sichtbar werdender
Komet sein muss. Nennen wir diesen Inhalt = Ä, so ist
dA^ — m-dq = :ndq(\-\-q- — Vi + g"'),
folglich ist
Ä^7i{iq + ^(f-Ui VIT? — i log (q + Vl + r) + Const.).
Um die Konstante zu bestimmen, setze man, Ä soll = sein, für cp = 0,
und da dann q = Vi ist, so Avird die Konstante
= ^VV5 + log|V5.
Auch der andere Theil der Formel lässt sich zur Rechnung sehr bequem
einrichten. Denn da
q = X COS <f: —
- 2x^
ist, SO setze man
cot 1] =
und man hat
= x-
q = C0t2rj
und
1
4 + Vl+r = cot2j;
und damit
4- ^-fT" = cot )] = X-
' sin 2)/ '
Ä==^.iH + H^ 3iJ5,^
logrc + ^VVS + logiV
Setzt man also
9P = 0" 30»
90» 180»
so wird X = 1,618 034 1,386 106
A= 0,345 50
0,786152 0,618 034
2,014 86 3,608 02.
Nun wird es leicht sein, über die Wahrscheinlichkeit, Kometen zu ent-
decken, einige allgemeine Betrachtungen anzustellen.
Ein Komet also, um uns sichtbar zu werden, muss sich nicht weit
jenseits der Marsbahn befinden, oder sein Abstand von der Sonne darf
nicht über 1,618 034 sein. Allein von allen Kometen, die innerhalb
dieses Abstandes von der Sonne .sind, ist doch nur ein kleiner Theil in
jedem gegebenen Augenblick von der Erde wirklieh sichtbar, nämlirli
im Verhältniss von dem Inhalt des oben unter.sucliten Sphäroids, zu
dem Inhalt einer Sphäre, deren Halbmesser =1,618 034 ist. Dies A'er-
ö. Emig-e Bemerkn!i»en über die Aufsncliimg der Kometen. {^9
hältniss findet sich wie 3,608 92: 17,7440, oder wie 0,2035 zu 1. Also
nur der fünfte Theil der innerhalb der Marshahn hefindlichen Kometen
ist in einem gegebenen Augenblick von der Erde sichtbar.
Aber von diesen von der Erde mit bewaffnetem Auge erreichbaren
Kometen ist immer wieder ein grosser Theil unter dem Horizont des
Beobachters. Ist die .Sonne im Horizont, so ist nur die Hälfte, ist sie
im Nadir, so ist nur i der sichtbaren Kometen über dem Horizont.
Folglich ist von allen Kometen innerhalb der Marsbahn in einem ge-
gebenen Augenblick nur zwischen ^ü bis yV von einem Beobachter zu
sehen oder aufzufinden, und je tiefer die Sonne unterm Horizont steht,
um so geringer ist die Wahrscheinlichkeit, einen Kometen zu entdecken.
Aus den oben bei-echneten Werthen von A für 91 = 90° und 99= ISO"
folgt, dass die Zahl der sichtbaren Kometen in der Hemisphäre, in deren
Pol sich die Sonne befindet, sich zu der Zahl derjenigen in der entgegen-
gesetzten Hemisphäre verhält wie 0,8077 : 0,1923. Oder * der sichtbar
werdenden Kometen ist zwischen 0" und 91)°, nur i zwischen 90°und 180"
von der Sonne entfernt. Allein ein Theil der ersteren ist von den
Sonnenstrahlen verdeckt. Gewöhnlich wird ein Komet etwa 30" von
der Sonne entfernt sein müssen, wenn er von uns soll gesehen werden
können. Für 93 = 30° war ^ = 0,345 50. Aber hierzu müssen wir
noch den Inhalt des Kegels addiren, der nx- sin 95- zur Grundfläche und
X cos (f' zur Höhe hat, um den ganzen Raum zu finden, in welchem die
Kometen wegen ihrer zu geringen Entfernung von der Sonne unter
ihren Strahlen verborgen bleiben. Der Inhalt des Kegels für 93 = 30°
ist 0,603 794, und damit ergiebt sich, dass mehr als [ der Kometen,
deren Sichtbarkeit sonst möglich wäre, der Sonne zu nahe sind, um
gesehen zu werden.
Aus allen diesen Untersuchungen erhellt, dass wir wahrscheinlich
nur einen kleinen Theil der zur Sonne herabsteigenden Kometen ent-
decken und, wenn wir auch in Betrachtung ziehen, dass Erde und
Komet durch ihre Bewegung, während der Komet in einer Entfernung,
die kleiner als 1,618 034 ist, von der Sonne bleibt, sich einander so
nähern können, dass der vorher unsichtbare Komet innerhalb der Sicht-
barkeits-Grenze von der Erde kommt, so .scheint es doch, dass kaum
der vierte Theil aller Kometen, die innerhalb der Marsbahn ihr Peri-
helium haben, von den Astronomen der n('>rdlichen gemässigten Erdzone,
der einzigen, die regelmässig thätige Astronomen hat, aufgefunden und
gesehen werden kann. Die Zeit, in der ein Komet einen geringeren
Abstand von der Sonne als 1.618 034 behält, ist am grössten, wenn
der Abstand der Sonnennähe =0,809 017 ist, und diese Zeit beträgt
1o9,.t28 Tage. Für grössere und kleinere Abstände des Periheliums
nimmt sie ab, im ersten Fall bis auf (», im anderen bis auf 89,441 Tage.
QO AblianiUuiiyeu.
Man wird diese Aunalime des vierten Theils um so weniger zu
klein finden, wenn man bedenkt, wie oft Mondscliein und trübes ^^'etter.
auch oft Xachlässigkeit der Aufsucher veranlassen wird, dass wir Kometen
nicht sehen, die wir hätten sehen können. Da nun doch im Durch-
schnitt alle Jahre ein Komet entdeckt wird, da bei weitem die meisten
dieser Kometen ihr Perihelium innerhalb der Marsbahn haben, und also
auch im Mittel über ein viertel Jahr innerhalb der Marsbahn bleiben,
so folgt: dass fast immer ein Komet innerhalb des Ahstands 1.618 034
oder innerhalb der Marsbahn sei. und dass der Ast^-onom der Wahjscliein-
lichJ^eit nach zum mindesten alle 20 oder 25 Mal, da er den Himmel
dwchmustert, einen Kometen sii entdecken Hoffnung habe.
Die Hoffnung, in einer gewissen Himmelsgegend einen Kometen im
Felde des Fernrohrs zu entdecken, wird, wenn wir den Durchmesser
des Sehrohrfeldes nicht gar zu gross annehmen, und den scheinbaren
Abstand des Punkts, gegen den die Axe des Fernrohrs gerichtet ist,
= q} setzen, .sehr nahe im Verhältniss von x^ sein. Es seien also
zwei solche Entfernungen (p', cf'\ die zugehörigen radii vectores unserer
Kurve x', x", so zeigt x''^ : x"'^ das Verhältniss der Wahrscheinlichkeit
an. einen Kometen in diesen scheinbaren Entfernungen von der Sonne
im Kometensucher zu erblicken. Man nenne diese Wahrscheinlichkeit n,
und setze h = 1 für den Oppositionsjmnkt der Sonne, oder für 9?= 180**,
so findet sich für
fp= 180" 110" 35' 91» 35' 90» 0' Gl" 55'
x= 0,618 03 0,707 46 (»,778 66 0,78615 0,08105
n= 1 1,5 2 2,058 4
7:= 49" 11' 40" 44' 30" 0' 0" 0'
x= 1,123 03 1,236 05 1,386 11 1,618 03
n= 6 8 11,279 17,945
Also ist es über 11 Mal wahrscheinlicher, einen Kometen 30" von
der Sonne, als in Opposition mit ilir zu finden.
Die Beantwortung folgender Fragen ergiebt sich nunmehr fast
von selbst.
1. Wann soll man Kometen aufsuchen? Natürlicli nur bei heiterm
Himmel und in Abwesenheit des Mondes, oder dieser muss weniger als
halb erleuchtet sein. Aber dann ist es am vortheilhaftesten, Komi'ten
bald nach hinreichend geschwächter Abenddämmerung, oder kurz vor
oder beim Anfange der Morgendämmerung zu suchen. Je geringer die
Tiefe der Sonne unterm Horizont ist, um so mehr ist von dem Räume,
in dem die uns sichtbar werdenden Kometen sein müssen, über dem
Horizont. Hei zunehmender Tiefe der Sonne nimmt die Hotihung,
Kometen zu finden, ab. Im Sommer kann man sie also auch um Mitter-
5. Einige Bemerkmigen über die Anfsnclmng- der Kometeu. 91
nacht mit mehr Hoifmmg suchen, als im ^Mnter, wo die Aufsuchung
in den Morgen- und Abendstunden bei weitem am Aortheilhaftesten ist.
2. Wo soll man Kometen suchen? Am ganzen Himmel, wenn man
Zeit hat, diesen ganz zu durchmustern. Cassixi's angeblicher Thier-
kreis der Kometen ist längst verworfen: auch halte ich nicht auf die
Bemerkung, die man gemacht haben wollte, dass die mehrsten Kometen
in der Nähe des Zeichens der Waage in unser Planetensystem treten. —
Fehlt es aber an Zeit, oder droht die Heiterkeit des Himmels sich bald
zu verändern, oder will der Mond bald aufgehen, so suche man in der
Nachbarschaft der Sonne. Wir haben oben gesehen, wie viel wahrschein-
licher es ist, einen Kometen im Hemisphärio der Sonne, als im ent-
gegengesetzten zu finden, üeberhaupt fange man des Abends auch mit
dem Abendhorizont an und gehe so immer weiter. Des Morgens ist es
am besten, wenn die Dämmerung noch nicht zu nahe ist, den Mor-gen-
horizont zuletzt zu nehmen.
3. Wie soll man Kometen suchen? Meiner Meinung nach am besten
mit einem lichtstarken Kometensucher aus freier Hand. Ein Gestell
macht die Durchmusterung des Himmels zu zeitraubend. Der Kometen-
sucher muss leicht sein, um den Arm nicht zu ermüden. Ich ziehe
einen nicht achromatischen vor, weil er mehr Licht haben kann. Ehe
man die Aufsuchung des Kometen vornimmt, suche man jedesmal die vor-
züglichsten Nebelflecke auf. die gerade in der Gegend des Himmels stehen,
die man durchmustern will. Eine idchti-ge Regel. Dies nämlich nicht
sowohl, um sich nicht durch diese Nebelflecke täuschen zu lassen, als
um das Auge an den Eindruck, den solche kometenähnliche Nebelflecke
durchs Nachtfernrohr machen, und der oft nach der \-erschiedenen Heiter-
keit und Durchsichtigkeit der Luft sehr verschieden ist, zu gewöhnen.
Deswegen auch nicht blos solche Nebelflecke, die im Kometensucher
gleich sehr augenfällig sich zeigen, z. B. die Nebelflecke in der Andromeda.
dem Fuhrmann, dem Ophiuchus, Berga Menalus u. s. w., sondern auch
solche, die schwerer von Fixsternen in diesem Instrument zu unter-
scheiden sind, z. B. die bei Enif, im Kopf des Wassermanns, im Fuss
der Chara, in der Wade des Herkules u. s. w. Dem hierdurch geübten
Auge wird dann jede nebelähnliche Erscheinung gleich auffallen. —
Das Herumschweifen mit dem Fernrohr muss langsam und planmässig
geschehen. Alles mit Sorgfalt betrachtet und Nichts übergangen werden.
Sobald man irgend etwas Verdächtiges findet, so bemerke man erst
genau die Lage gegen irgend ein paar bekannte, und dann die Kon-
figuration mit den umstehenden kleineren Sternen, um die Stelle gleich
wieder finden zu können. Dann muss man ein anderes stärkeres, etwa
20 bis 3Ü Mal vergrösserndes Ferni-ohr, auch ohne Gestelle, zur Hand
haben, um gleich untersuchen zu können, ob das, was uns verdächtig
92 Abhandlungen.
vorkam, wirklich eine nebelartige Erscheinung, oder vielleicht nur durch
einige sehr nahe zusammenstehende kleine Sterne veranlasst sei. Sehr
oft wird letzteres der Fall sein. Bleibt aber auch im stärkeren Fern-
rohr die Erscheinung kometenartig und steht den Karten nach an dieser
Stelle kein Nebelfleck, so muss man nun ungesäumt zur Ortsbestimmung
schreiten. Höchst wahrscheinlich hat man dann einen Kometen entdeckt,
und diese Wahrscheinlichkeit wird zur Gewissheit, wenn man nach
einiger Zeit eine Bewegung des entdeckten Nebelflecks wahrnimmt. Oft
bedarf es auch dieser Zweifel oder Weitläufigkeiten nicht, und durch
eine vertrautere Bekanntschaft mit dem Himmel, oder durch die Form
und Lichtstärke des Kometen wird man mehrentheils ihn gleich von
allen eigentlichen Nebelflecken unterscheiden können.
ß. l'eber die Mösiiichkeit, dass ein Komet mit der Erde
ziii^ammeiistosseii könne.
[Monatliche Korrespondenz. B<1. XXII. s. 40iP— 450. N.ivemljer 1810.]
Als der grosse Newton die A\'elt über die wahre Bewegung der
Kometen belehrt hatte, so musste nach und nach auch der Rest der
abei'gläubischen Furcht verschwinden, die man sonst für die Kometen
als Vorboten und Zeichen, oder auch als astrologiscji wirkende Ursachen
grosser, das menschliche Geschledit betreffender Uebel gehegt hatte.
Es sind, wie er zeigte und bewies, dauernde "W'eltkörper, die in ihren
regelmässigen Bahnen um die Sonne laufen, und den ewigen Gesetzen
der Schwere gehorchen, eben wie die Planeten. Allein wenn Newton
so die fürchterlichen ( 'himären der Astrologen völlig verbannte, so fanden
einige seiner Schüler und Nachfolger eben in seinem System bald Gründe,
nns auf andere Art die Kometen als furchtbar für unsere Erde und die
übrigen Planeten vorzustellen. Durch eine uns noch unerklärbare Ur-
sache liegen alle die von einem Kreise wenig abweichenden Balinen der
Planeten fast in einer Ebene ' ) und alle bewegen sich in einer liichtung
von Westen nach Osten um die Sonne. Ganz anders ist es mit den
Kometen beschaffen. Sie bewegen sich in sehr in die Länge gezogenen
Ellipsen in allen möglichen Richtungen. Da sie nun aus den ent-
') Nur die vier neuen Planeten, wenigstens die Pallas, machen eine Ausnahme,
die mir noch immer auf eine gewaltsame Stiinuig 'le'' primitiven .Vnordming unseres
Planetensystems gerade hei diesen kleinen planetarischeu Massen zu deuten .sclieint.
6. Ueber die Mögliclikeit, dass ein Kumet mit der Erde zusamraenstosseu könne. 93
ferntesten Geg-enden unseres Sonnensystems bis innerhalb der Planeten-
bahnen, selbst oft bis innerhalb der Merkursbabn kommen, so ist es
möglich, dass sie sich den Planeten ungemein nähern, ja nicht ganz
unmöglich, dass sie mit ihnen zusammenstossen können. Diese Furcht
äusserte zuerst Hallet, Xewton's würdiger Freund, Schüler und Ge-
hülfe. Er sah das Zusammenstossen eines Kometen mit der Erde nicht
blos als möglich an,^) sondern er glaubte auch, dass sich dies wii-klich
schon ein oder mehrere Male zugetragen habe, und dass daraus die
mosaische Sündfluth, oder vielmehr die grossen Revolutionen, welche
die Erde vor ihrer jetzigen Ausbildung erlitten hat, und die die jetzige
Beschaffenheit ihrer Oberfläche so sichtbar zeigt, zu erklären wären.'-)
Aber nicht blos der wirkliche Anstoss eines Kometen an die Erde,
sondern schon eine grosse Annäherung der Kometen, als grosser mit
anziehenden Kräften und einer ungeheueren, der unserigen ganz unähn-
lichen Atmosphäre begabter Weltköri)er, müsste, nach anderen Gelehrten,
auf Bahn und Axe, auf Atmosphäre und Gewässer, selbst auf Menschen,
Thiere und Pflanzen unserer Erde grossen, vielleicht verderbenden Ein-
fluss haben können. Diese Gedanken wurden bald noch weiter aus-
geschmückt und verfolgt. Der schwärmende Whiston erklärte nun
durch die Kometen die Schöpfung unserer Erde, die Sündfluth und selbst
den künftigen Untergang derselben, oder das jüngste Gericht. Die
vielen auf einander folgenden Auflagen '■) seiner neuen Theorie der Erde
') Collisionem vero, vel contactum tantorum corpormn ac tanta vi motorum {qiiod
quidem manifestum est mitiime esse inipossibile) avertat Deus optimus maximus!
-) Am 12. December 1694 legte BUlley der Königl. Societät ..Some considera-
tions aboiit the cause of the universal deluye" und am 19. desselben Monats ..Some
further thoughts upon the same subject" vor. Weil aber Halley den unduldsamen
Eifer damaliger Theologen fürchtete, so wurden sie in den Archiven der Gesellschaft
niedergelegt und erst 30 Jahre nachher, wie Whistox so viel Aufsehen erregte,
bekannt gemacht. Philosoph. Transact. iYo. 383, p. 118, 123. In der ersten dieser
lesenswerthen Abhandlungen hielt er den Anstoss eines Kometen an die Erde, dessen
■\Vii-kungen er vortreftlich besehreibt, für die Ursache der Sündfluth, aber in der
zweiten gab er der Bemerkung einer Person, deren ürtheil zu verehren er grosse
Ursache hatte (so bezeichnet Halley den Erinnerer. Ob dies wohl Xewtox «ar?).
Beifall, dass der Stoss des Kometen nicht die Sündfluth, sondern die Veräudeningen
hervorgebracht habe, die unsere Erde gewiss und vielleicht schon mehrere Male
erlitten hat. — Es ist auch nicht zu leugnen, dass das, was uns in den mosaischen
Schriften von den Umständen der Sündfluth erzählt wird, sich durchaus diu'ch keinen
Anstoss eines Kometen au die Erde erklären lasse. Wmsiox lässt deswegen den
Kometen nicht an die Erde stossen, nur nahe vorbeigehen.
^) Die erste von 1696, die fünfte von 1737. Man muss eine der letzteren Ausgaben
lesen, wenn mau diesen mit vieler Kunst und grosser Gelehrsamkeit geschriebenen
astronomischen Roman gehörig würdigen will. PixoKft im zweiten Bande der Kouieto-
gi'aphie hat Whiston's Theorie richtig und unpartheiisch vorgetragen und gründlich
widerlegt.
94 Abhandhuigen.
zeigten, wie aufmerksam seine Zeitgenossen auf dieselbe waren. In
Deutschland wurde indessen diese Schrift, selbst nach CLtrvER's Ueber-
setzung, wenig bekannt, bis im Jahr 1741 der Rektor Heyn durch die
Annahme und Verbreitung der WmsTON'schen Sätze auf einmal all-
gemeines Aufsehen erregte. Heyn, dem man Witz und Scharfsinn niclit
absjirechen kann, hatte so wenig mathematische und astronomische Kennt-
nisse, dass er seine romanhaften Meinungen mit keinen anderen einiger-
massen scheinbaren Gründen unterstützen konnte, als die er dem ge-
lehrten A\'histon, oft nur halb verstanden abborgte, oder aus willkürliclier
Erklärung einiger Bibelstellen und dunkler Aussprüche des Talmud und
anderer rabbinischen Schriften zu ziehen suchte.') Seine Ivometenlehre
verschaffte ihm eine grosse Celebrität. aber aucli eine Menge von Gegnern
und zog ihm selbst Verfolgung zu. Noch mehr (Jewicht und eine
grössere allgemeine Ausbreitung gab der Meinung von den möglichen
fürchterlichen Wirkungen der Kometen, der Herr von Maupertuis in
seinem bekannten Briefe über den Kometen von 1742. AVenn man sich
über die Grösse, die Masse, die Hitze, die Atmosphäre und die übrigen
Eigenschaften der Kometen die willkürlichsten Voraussetzungen erlaubt,
und von den anziehenden Kräften ganz unbestimmte, zum Theil unmög-
liche Wirkungen annimmt, so fällt es der Phantasie leicht, sich allerlei
ausserordeutliche, theils schreckliche, theils wohlthätige Veränderungen
zu denken, welche die Kometen im ganzen Planetensystem und auch
auf unserer Erde hervorbringen könnten. So etwas tliat M.m-i'eetuis.
Andere Philosophen, besonders Lambert ") suchten vorzüglich aus kosmo-
logischen und teleologischen Gründen die Gefahren, welche die Kometen
den friedlichen Planeten drohen sollten, als weniger di'ingeud vorzu-
stellen, oder vielmehr gänzlich zu leugnen. Sie erinnerten, dass eine
weise Allmacht die Kometenbahnen sämmtlicli so eingerichtet haben
könne und eingerichtet haben werde, dass alle diese AA'eltkörper sich mit
den Planeten, ohne verderbliche und zerstörende A\'irkungen auf einander
zu äussern, ewig ausweichen könnten: dass eben die ganze Form uiul
Lage der Koraetenbahnen absichtlich so angeordnet scheine, um dies
') Dahin rechne icli rorzüglicli, dass nacli seiner Uebersetzung <Irr rrophet Amos
(Kap. V, V. 8) ansilri'K^klicli sagen soll, Gott habe diircli einen Kometen die Siindflnth
hervorgebracht. Aber ich fürdite, Heyn war el)en so scln\arh in der Spraelie der
Schrift, als in der Sternkunde. Er besass, wie Kästner irgendwo bemerkt, alle Kiilin-
heit eines munteren Kopfes, der nicht viel weiss, nnd kannte selbst Wiiiston's Theorie
nur ans Gottschkd's Auszug. Das Aufsehen, dass er zu seiner Zeit machte, hatte
er zum Theil der noch grösseren Sehwäclie, oder den sehleclit gewählten Watten
seiner Gegner zuzuschreiben, da ilin sonderbarer Wei.sc die Theologen meistentbeils
mit astronomischen, und die Astronomen mit theologischen Gründen zu bekäm])fen
suchten.
') In seinen kosmologiscben Briefen.
6. lieber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde xnsammenstossen könne. 95
Ausweichen möglicher und leichter zu machen; diese Anordnung werde
also so getroffen sein, dass ein Zusammenstossen oder eine schädliche
Annäherung auf immer unmöglich bleibe. Eine etwas missliche Art zu
schliessen, wenn menschliche Kurzsichtigkeit die Einrichtung des Welt-
gebäudes nach Absichten und Zwecken bestimmen will, die, wie sie
eitel wähnt, eine allmächtige ^^'eisheit nothwendig gehabt haben müsse.
Im Jahr 1773 beschäftigte sich Lalaxde mit einer näheren Unter-
suchung von der Gefahr, welche die Erde von den Kometen, deren
Bahnen bis dahin bekannt waren, in der Folge etwa leiden könne, und
schrieb seine Betrachtungen über die Kometen, welche der Erde nahe
kommen können.^) Diese eigentlich für die Pariser Memoiren bestimmte
Abhandlung machte, ehe sie noch gedruckt war, einen seltsamen Lärm
in Paris, in ganz Frankreich, ja auch in vielen anderen Ländern Europas.
Man glaubte, Lalande habe den nahen Untergang unserer Erde durch
einen Kometen vorausgesagt: alles war voller Unruhe und Schrecken,
und Lalande musste, selbst auf Befehl der Polizei, seine Schrift ge-
schwinde drucken lassen, um Paris und die Provinzen zu beruhigen.
Um dem Lärmen und der Furcht völlig ein Ende zu machen, gab
Dr Sejoce seinen Versuch über die Kometen heraus."') Du SE-jofR
wandte seine Analyse an, um zu zeigen, dass ein Komet auch bei einer
grossen Annäherung lange die verderblichen Wirkungen auf unsere
Erde nicht haben könne, die Maupertuis und Lalande davon behauptet
hatten, und dass es zwar physisch betrachtet, nicht ganz unmöglich
sei, dass ein Komet die Erde treffen, oder in einer ihr schädlichen Nähe
vorbei gehen könne, dass dieser Fall aber so unwahrscheinlich sei, dass
man das Unendliche gegen eins wetten könne, dies werde nie geschehen.
Ott petd conclure de ces recherches, sagt er iTraite anahjt. des mouve-
ments apparens des corps Celestes, T. II, p. 345, wo er die Unter-
suchungen aus dem Essa.y wiederholt), que dans la rigeur geometrique
il n'est pas physiquement imposslhle, quhine comete rencontre la terre,
mais que la jyrobabilite morale de cet evenement est absolument nulle.
Seit dieser Zeit hat man auf einmal alle Gefahren, welche die Kometen
vermeintlich der Erde drohen könnten, für ganz chimärisch angesehen,
und auf Du Se.jour's Ansehen gestützt, auf seine Analyse sich ver-
lassend, haben Astronomen, Philosophen und Physiker uns wiederholt
versichert, Kometen könnten unserer Erde und den übrigen Planeten
nie gefährlich werden, bis in den letzten Jahren einige der grössten
Messkünstler auf die Du Se.jour's analytische Sophismen natürlich nicht
') Reflexions sur les com'etes, qui peuvent approcher de la terre. Paris 1T73.
-) Essay sur les coniHes en general et particuli'erement sur Celles, qui peuvent
approcher de l'orbite de la terre. Par M. Dionis, Du SßJOUR. Paris 177-5.
qß AlihauiUuugeu.
Avirkeii konnten, z. B. Laplace, die Mögliclikeit eines Zusammenstossens
der Kometen und Planeten wieder behauptet haben, ohne doch über
die Probabilität dieses Ereignisses andere, als sehr allgemeine Ideen
zu äussern.
Dies ist in Kurzem die Geschichte und jetzige Lage dieser be-
rühmten und interessanten Streitfrage. Es scheint mir der Mühe werth,
sie noch einmal von Neuem zu untersuchen.
Hat denn Du Sejoue Avirklich durch seine Kechnuugen erwiesen,
dass das Zusammenstossen eines Kometen mit der Erde so gut als un-
möglich, die Wahrscheinlichkeit dieses Ereignisses durchaus =^ sei?
Es ist klar, ohne allen mathematischen Kalkül, dass die Wahrschein-
lichkeit des Zusammenstossens sehr gering sein muss, wenn man die
in Ansehung des grossen Raumes, worin sie sich bewegen, so kleinen
Köri)er der Erde und der Kometen bedenkt. Aber das wird uns doch
auch gleich die blosse Vernunft sagen können, dass diese A^'ahrschein-
lichkeit nicht ganz == sein kann, sie mag nun so klein sein wie sie
will. Wenn Dr Sejour's Formeln ihm dieses geben, so muss noth-
wendig in seinen Rechnungen oder Schlüssen irgend ein Fehler oder
Irrtlium stecken. Dieser ist nun auch nicht schwer zu entdecken: allein
bei dem Ansehen, das dieser berühmte Analyst hatte, wird es doch
wohl gut sein, Alles deutlicher zu entwickeln.
Du Sejoür gründet seinen Schluss auf folgende Formel, die er
nach weitläufigen Rechnungen findet, dass nämlich die Wahrscheinlich-
keit, ein Komet werde der Erde zu einer gewissen Zeit näher sein als
13 000 französische Meilen, sei
V 1
= X
a 827 900
Hierbei bedeutet v die Zahl der Kometen, die die Erdbahn schneiden,
und a die mittlere Dauer ihrer Umlaufszeiten.
Ich will die A\'ichtigkeit des Koefficienten 1/827 000 dahin gestellt
sein lassen und nur mit Herrn Du Se.iouh den anderen Koefficienten r'a
betrachten.
Man sieht sogleich, dass diesem Koefficienten noch etwas fehlt, das
man sich wie bei vielen ähnlichen P"'orineln, die in der angewandten
Matiiematik vorkommen, hinzudenken muss. Die Zahl der Kometen mit
ilirer mittleren Umlaufszeit dividiren, dies hat eigentlich keinen Sinn.
Ich kann wohl eine Umlaufszeit in Theile eintheilen, aber keine Zahl
von Kometen mit einer Umlaufszeit di\idiren. Man muss sich nämlich
noch eine Zeit = t vorstellen, «omit die Formel multiplicirt ist, so
heisst sie:
tv 1
X
a 827 900
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusammenstossen könne. 97
Hierbei kann ich nun t freilich = 1 setzen: dann muss aber a iu
eben solchen Einheiten ausgedrückt werden. So o:iebt die Formel an.
wie wahrscheinlich die Annäherung eines Kometen und der Erde auf
13 DUO französische Meilen in der Zeit t sei.
Dass Du Se.ioür dies wirklich so verstanden hat, wie es denn auch
natürlich so verstanden werden muss, zeigt sein folgendes Eaisonnement.
Nun sagt Du Sejoue : a sei eine unbekannte, aber doch sehr grosse
Zahl. Dies ist wahr. Man wird a vielleicht nicht kleiner als 300 Jahre
annehmen können. So \nrd, wenn t einen Tag, oder gar eine Minute
oder Sekunde bedeutet, der Quotient tn sehr klein sein. Allein, wenn
ich nun t zum Beispiel = 6000 Jahre annehme, so wird t!a nicht mehr
klein sein, sondern vielleicht zwanzig und mehrere Einheiten betragen.
Ja, < a kann so gross werden, als man will, wenn man t immer grösser
annimmt.
Dies fühlt Du Se.joue selbst.^) „Ich will," sagt er, „auf der Grösse
A'on n nicht bestehen: aber v ist unendlich klein, und so ist das Zu-
sammenstossen unmöglich." Hier ist nun offenbar ein Fehlschluss. Unter r
versteht Du Se.jour die Zahl der Kometen, die die Erdbahn schneiden.
,.Es ist das Unendliche gegen eins," meint er, ..für jeden Kometen zu
wetten, dass er nicht die Erdbahn schneiden werde." — Freilich, wenn
wir die Erdbahn als eine geometrische Linie ohne alle Breite betrachten.
Aber ist dies hier erlaubt? Können denn nur die Kometen die Erde
treffen oder gar nur die Kometen ihr auf 1 3 000 Meilen nahe kommen,
die genau die als eine geometrische Linie betrachtete Erdbahn schneiden?
"Wir wollen blos bei dem wirklichen Zusammenstossen mit der Erde
stehen bleiben, und der Kürze wegen die Erdbahn als einen Kreis an-
sehen, dessen Halbmesser = B oder gleich der mittleren Entfernung
der Erde von der Sonne ist. Ferner sei der Halbmesser der Erde = r,
des Kometen = q. So ist an sich klar, dass alle die Kometen an die
Erde stossen können, deren Knoten auf beiden Seiten von der Erdbahn
weniger als um r -\- q abstehen. Unter Ä Kometen also, die innerhalb
der Entfernung E -\- r -\- q von der Sonne einen ihrer Knoten haben,
wird sich, wenn man sich die Knoten gleichförmig in diesen Raum ver-
theilt vorstellt, die Zahl derjenigen, die an die Erde stossen können,
zu A verhalten, wie der Inhalt des Ringes von dem Halbmesser R und
der Breite 2 r -|- 2 £> zu dem Inhalt des ganzen mit E -f- '" -j- ^ be-
schriebenen Kreises, oder es wird sehr nahe sein
(4r + 4ö) J.
" = B
'J A. a. 0-, Pag. ;M1.
Olbers I
98 Abhandluugeu.
Ist nun i? = 24 000 r, q = \ r so wird
äA
24 000
Also ist V gar niclit unendlich klein. Aber es wird noch grösser. 3Ian
sieht leicht, dass diese Bestimmung nur richtig wäre, wenn alle Kometen
die Ebene der P^kliiitik senkrecht durchschnitten. Ist die Neigung
kleiner als 90", so fallen noch ausserhalb dieses Ringes viele Knoten
von Kometen, die docli mit der Erde zusnmmeustossen können. Setzt
nmn im Mittel die Neigung der Bahn und auch den ^^'inkel, den die
Projektion der Kometenbahn mit der Erdbahn macht = 45**, so findet sich
'' 480Ö
Da nun A eine ziemlich grosse Zahl ist, so sieht man, dass v bei weitem
nicht unendlich klein ist. und also ist selbst nach Df Sk.iour's Formeln
die Wahrscheinlichkeit des Zusammenstossens der Erde und eines Kometen
zwar gering, aber nicht unendlicli klein, und sie kann sehr gross
werden, wenn man t gross genug annimmt.
Icli werde indessen die Rechnung des Herrn Dr Se-iotr nirlit
weiter verfolgen, besonders da sie auf keinen Fall uns etwas Bestimmtes
über die ^\'ahrscheinlichkeit des Zusammenstossens oder der grossen
Annäherung eines Kometen mit der Krde lehren kann, weil a. A und >•
immer unbekannte Zahlen bleiben, die sich auch durcliaus nicht einmal
beiläufig schätzen lassen.
Ein ganz anderes Verfahren wird uns zu einer leichten und be-
(juemen Bereciinung dieser Wahrscheinlichkeit füliren.
Es ist also die allgemeine Aufgabe aufzulösen:
Die Wahrscheinlichkeit zu bestimmen, dass ein Komet, von dem man
nichts iceiss, ah dass seine Sonnennähe innerhalb einer Planetenbahn
fällt, dem Planeten näher als a kämme.
Ich setze voraus, wie es sich unserer Erfalirung nach denn auch
Avirklich so verhält, dass alle Dimensionen und Lagen dieser l\ometeu-
bahn gleich möglich sind (nur fällt die Sonnennähe innerhalb der
Planetenbahn), und dass der Abstand a des Kometen von dem Planeten,
dessen Wahrscheinlichkeit man bestimmen will, gegen den Abstand des
Planeten von der Soniie klein sei. Wir wollen nun blos von der Erde
sprechen, da das, was von der Erde gilt, sich auf alle übrigen Planeten
anwenden lässt.
Icli nelime die Erdbalin für einen Kreis an, dessen Halbmesser
gleich dem mittleren Abstände der Erde von der Sonne = B ist. Denke
ich mir nun um die Sonne eine Sphäre, deren Halbmesser = R ist, so
6. Ueber ilie Möglichkeit, ilass ein Komet mit der Enle zusammenstossen könne. 99
wird der Komet die Oberfläche dieser Kugel zweimal durchschneiden,
einmal, wenn er zu seiner Sonnennähe geht, und dann, wenn er wieder
davon zurückkommt. Gesetzt, in dem Augenblick, da der Komet die
Oberfläche dieser Kugel durchschneidet, sei die Erde in einem beliebigen
Punkte derselben. Man beschreibe um diesen Punkt mit dem Halb-
messer = a einen kleinen Kreis, ^j so ist klar, dass, wenn der Komet
innerhalb dieses kleinen Ki'eises durch die Oberfläche der Kugel geht,
er der Erde näher kommen werde als a. Die ^^'ahrscheinlichkeit, dass
er der Erde näher kommen werde als «, verhält sich also nach dieser
Vorstellung, wie der Inhalt des kleinen Kreises doppelt genommen, zu
der Oberfläche der ganzen Kugel, die B zum Halbmesser hat.
Allein dies würde nur richtig sein, wenn der Komet die Oberfläche
der Kugel senkrecht durchschnitte und sich zugleich unendlich ge-
schwind bewegte. Da die Bewegung des Kometen aber nahe an der
Oberfläche der angenommenen Kugel nur in dem Verhältniss von 12 : 1
geschwinder ist, als die Bewegung der Erde, so kann ein Komet, der
auch ausserhalb dieses kleinen Kreises durch die Oberfläche der Kugel
geht, der Erde vorher oder nachher näher als a kommen. Es kommt
dabei zugleich auf die Richtung seiner Bewegung an. Denke ich mir
an den Punkt, wo der Komet durch die Sphäre geht, eine Ebene, die
die Sphäre berührt, so ist klar, dass die Bahn des Kometen mit dieser
Ebene alle möglichen Winkel nach allen möglichen Richtungen machen
kann. Da nun der mittlere unter allen diesen möglichen Richtungen
und Winkeln der senkrechte ist, so könnte es vielleicht scheinen, dass
wir hier, wo wir die mittlere Wahrscheinlichkeit bestimmen wollen,
auch im Mittel annehmen müssten. dass der Komet diese Sphäre senk-
recht durchschnitte. Allein dies könnte nur erlaubt sein, wenn die
entgegengesetzten ^^'inkel in derselben Ebene, oder die rechtläufige und
rückläufige Bewegung des Kometen in derselben Ebene ein entgegen-
gesetztes Resultat in Ansehung des AVerths der gesuchten Wahrschein-
lichkeit geben. Dies ist nicht der Fall: sondern die rückläufige oder
rechtläufige Bewegung ändern hier nichts, wohl aber die Grösse des
Winkels, und so müssen wir diesen im Mittel = 45*^' setzen. Es ist
dies, wie man leicht übersieht, eben so viel, als wenn wir annehmen,
dass im Mittel der Abstand der Sonnennähe aller Kometen, die inner-
halb der Erdbahn ihr Perihelium haben, dem halben Radius der Erd-
bahn gleich sei. Ausser dem Winkel, unter welchem die Kometenbahnen
im Mittel die Oberfläche unserer angenommenen Kugel schneiden, müssen
') Eigentlicli ist a die Cliorde des Abstands des kleinen Kreises von seinem Pol,
den hier der Mittelpunkt der Erde bestimmt. Allein da wir a sehr klein gegen R
annehmen, so sind Chorda, Sinus und Bogen nicht merklich von einander unterschieden.
7*
Hin
Atiliaiulhms-en.
wir min noch den Werth des Winkels bestimmen, den die Ebene, worin
die Kometenbahn liegt, mit der Ekliptik macht. Man weiss, dass dieser
mittlere Werth, sowohl dem Grundsatz iiach. dass alle Neigungen der
Kometenbahnen, die der retrograden für stumpf angenommen, gleich mög-
lich sind, als auch unserer Erfahrung nach einem rechten Winkel gleich
ist. Ich nehme also bei dieser Eeclmung, wo die A\'ahrscheinlichkeit zu
bestimmen ist, als Mittel an, dass alle Kometenbahnen die Sphäre unter
einem ^\'inkel von 45° in einer Ebene senkrecht auf die Ekliptik schneiden.
Nun wird es nicht schwer sein, auf der angenommenen Sphäre um
die Erde herum alle die Punkte zu bestimmen, durch die der Komet
gehen muss, wenn seine kleinste Entfernung von der Erde = a sein
soll. Sie werden um den Punkt, in den wir die Erde setzen, in einer
krummen Linie liegen. Wir können dabei ein kleines Stück der Kugel-
oberfläche ohne Bedenken als eben betrachten. Es sei demnach HD
die Ekliptik, T die Erde, B ein Punkt dieser krummen liinie, TA = a;,
AB = y. Wenn sich nun die Erde von T nach G bewegt, und TG == z
ist, so hat sich der in B durch die Oberfläche der Kugel gegangene
Komet in einer Ebene senkrecht über AB nach C bewegt, wobei der
Winkel EBC= 45° und BC= ,? v'2 ist. Man fälle aus C das Perpen-
dikel CE auf die hier als eine Ebene betrachtete Oberfläche der Kugel,
so ist
BE = zV2 .cos45° = z und CE = zV2 sin i^j» = z.
Folglich ist AE^y — z. Der Abstand des Kometen von der Erde
CG, den ich d nennen will, wird also sein
d = V^G« + AE'- + CE^ = V{x — zY + {y — zf -f z-.
Man suche, für welchen Werth von z {x und y als beständig angesehen )
6 ein kleinstes wird, so hat man
Setzt man diesen Werth von z in die Gleichung für b und erinnert
sich, dass der kleinste Werth von ^ = a sein muss, so wird
a' = l{x'-xy + f).
Dies giebt eine Gleichung für eine Ellipse, deren grosse Axe gegen die
Ekliptik um 45" geneigt ist. Die grcsse Axe ist = 1a\:\, die kleinere
= 2 a. Alle Punkte der Oberfläche der Kugel, durch die der Komet
gehen muss, wenn sein Abstand von der Erde kleiner werden soll als a,
liegen um die Erde lierum in einer Ellipse eingeschlossen, deren halbe
grcfse Axe = a V3 und deren halbe kleine Axe == a ist. Da nun
der Durchgang des Kometen durch alle Punkte der Sphäre gleich mög-
lich ist, so ist die Wahrscheinlichkeit, dass er innerhalb dieser Ellipse
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit dei- Eide zusammenstossen kfiime. 101
durch die Oberfläche der Kugel gehen werde, im A^rhältniss des Inhalts
dieser Ellijise zur Oberfläche der Kugel, deren Radius = R ist. Nennen
wir 1 : .-T das Verhältuiss des Durchmessers zum EJreise, so ist der Inhalt
der Ellipse = ji a- \ S , die Oberfläche der Kugel =4:7iE^. Folglich
die gesuchte Wahrscheinliclikeit ^a-V^:4R- oder vielmehr, da der
Komet zweimal durch die Oberfläche der Kugel geht,
_arW
Ein ungemein einfacher Ausdruck für diese Wahrscheinlichkeit,
der indessen immer voraussetzt, dass a gegen R klein sei, oder dass
man nur die Wahrscheinlichkeit kleiner Abstände des Kometen von der
Erde untersuchen will.')
Aus dieser so einfachen Formel wird sich nun die Wahrscheinlich-
keit jeder Annäherung eines Kometen leicht berechnen lassen. Ich
nehme jB = 23 405 Halbmesser der Erde an.-) Soll nun der Komet
') Auch wird hier die Einwirkung- der anziehenden Kräfte der Erde und des
Kometen auf einander niclit in Betrachtung gezogen. Die dadurch bewirkte grössere
Annäherung beider Weltkörper ist nur für sehr kleine Werthe von a merkbar. Der
einzige Einwurf, der sich sonst gegen die Genauigkeit der Formel, so lange a klein
bleibt, machen lässt, kann sich nur darauf gründen, ob der Winkel, unter dem die
Kometenbahn die Oberfläche der Sphäre schneidet, im mittleren Werth richtig zu 4.5"
angenommen ist. Dies setzt eigentlich voraus, dass der mittlere Werth der distantia
perihelii der Kometen, die innerhalb der Erdbahn ihr Perihelium haben, = 5 ß sei.
Dies ist aber nur dann der Fall, wenn die Zahl der Kometen, die innerhalb einer
gewissen Distanz von der Sonne ihr Perihelium haben, wie diese Distanz wächst.
Vielleicht ist es wahrscheinlicher, dass die Zahl der Kometen wie das Quailrat dieser
Distanz zunimmt. Durch eine leichte Analyse findet man sodann die mittlere Grösse
der distantia perihelii =fij, und den Sinus jenes AVinkels ='^i- Damit wird
3
auf ganz ähnliche Art eine Ellipse gefunden, deren grössere Axe =2a- — = > die
kleinere =2a ist, und so wird sodann die gesuchte Wahrscheinlichkeit
3««
Der Inhalt dieser Ellipse verhält sich übrigens zu der im Text angegebenen, wie
yS : y2 , und in diesem Verhältuiss werden die dort berechneten Wahrscheinlich-
keiten (also etwa um J) grösser, wenn man die hier gegebene Vorstellung anninnnt.
Xoch ein anderer sehr kleiner Fehler der Formel liegt darin, dass auch Kometen,
deren distantia perihelii grösser als R, aber kleiner als E -{- a ist, der Erde näher
als a kommen können. Aber man sieht leicht, dass, so lange a klein bleibt, dies die
Wahrscheinlichkeit durchaus nicht merklich vermehren kann. Die Werthe also, die
ich für die Wahrscheinlichkeit der verschiedenen Annäherungen der Kometen und
der Erde angebe, sind zuverlässig eher etwas zu klein als zu gross.
■') Nach Du Sä.iour's Untersuchungen über die Sonnenparallaxe.
102 AblianiUiingen.
mit der Erde zusanimeustossen, so nuiss a kleiner sein als die Summe
der Halbmesser der Erde und des Kometen. Da die Kometen nur klein
sind, so will ich im Mittel ihren Halbmesser = 0, = i und = 4 des
Halbmessers der Erde setzen und für alle drei Voraussetzungen die
Gefahr des Zusammenstossens bestimmen. Es ist also das Verhältniss
9 P- 9 7?-
dieser Wahrscheinlichkeit = 1 : — — ~ • Nun ist log ^^-^ = 8,801 086 0.
«n 3 . " \'3
Von diesem Logarithmus darf man nur den doppelten Logarithmus \on a.
letzteres in Halbmessern der Erde ausgedrückt, abziehen, um den Loga-
rithmus des Nenners desjenigen Bruchs zu haben, der die gesuchte Wahi-
scheinlichkeit ausdrückt. So ist demnach diese ^\'allrscheinlichkeit für
den Halbmesser des Kometen
unendlich klein
= i Halbmesser der Erde ....
= it Halbmesser der Erde ....
632 538 OOi»
1
439'2623(J0 '
1
281 127 900
'Wenn wir demnach, welches wohl am wenigsten von der "\^'allr-
lieit abweichen dürfte, im Mittel den Halbmesser des Kometen = ] des
Halbmessers der Erde setzen,') so ist die ^^'ahrscheinlichkeit des Zu-
sammenstossens eines solclien Kometen mit der Erde = — ;— ,^., ,
43P 262 31 Ml
oder von 430 Millionen Kometen, die der Sonne näher kommen als die Erde,
wird der Wahrscheinlichkeit nach einer mit der Erde zusanimeustossen.
Man wende hier nicht ein. dass es keine 4:i9 Jlillionen Kometen
giebt, deren Sonnennähe innerlialb der Erdbahn liegt, dass ihrer viel-
leicht nicht über ein paar Tausend sind. Denn da sich die Bahnen
dieser Kometen immer verändern, da sie bei jeder Wiederkunft eines
Kometen etwas andere Lagen und Dimensionen annehmen, so ist es
gleichgültig, wie gross die Anzahl der um die Sonne laufenden Kometen
ist, die ihre Sonnennähe innerhalb der Erdbahn haben. Immer bleibt die-
selbe Wahrscheinlichkeit, dass, wenn diese Kometen zusammen genommen
43!) Millionen Mal zu ihrer Sunnennähe zurückgekehrt sind, die Erde
einmal von einem dieser Kometen getroffen sein werde.
') Solhe iiiiinlich auch im Mittel der Halbmesser eines Koineten luicli kleiner
Hein als ! <lcä Halbmesser der Erde, so wird ein Komet, der in seiner parabolischen
Bahn rlem Mittelpunkt der Erde bis auf ;.; Halbmesser der Erde nahe kommt, doch
durch die anziehenden Kräfte beider Weltkürper höchst walirscheinlicli mit der Erde
zusamnienstosseii. 8. Du Sfcjorn, Essay mir les coniHes, 2'- il-i- •'^•J-
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusammenstosseu künne. 103
Diese letzte Betrachtung bietet uns ein Mittel dar, uns von jeuer
Zahl noch einen besseren BegiifF zu machen, indem wir sie durch Zeit-
verhältnisse reduciren. Man kann annehmen, dass wenigstens alle Jahre,
eins ins andere gerechnet, zwei Kometen zu ihrer innerhalb der Erd-
bahn gelegenen Sonnennähe kommen. Dies ist gewiss nicht zu viel.
Denn im Durchschnitt sehen wir alle Jahre wenigstens einen Kometen
und die meisten dieser Kometen haben ihre Sonnennähe innerhalb der
Erdbahn. Nun erreichen zuverlässig noch eben so viel Kometen un-
gesehen von uns ihr Perihelium. Unachtsamkeit der Astronomen, zu
südliche Breite der Kometen,') zu gi-osse Nähe bei der Sonne, zu grosse
Entfernung von der Erde, Dämmerung, Mondschein und trübes Wetter
müssen manchen der zur Sonnennähe gehenden Kometen unseren Augen
entziehen. Dies also vorausgesetzt, können wir nun die obige Zahl so aus-
drücken: In 219 631150 Jahren, oder in. 220 Millionen Jahren wird der
Wahrscltehilichkeit nach einmal ein Komet mit der Erde zusammenstosse)i.
Die Atmosphäre der Kometen ist weit ausgedehnter als ihr Kern.
Den Durchmesser der Atmosphäre des Kometen von 1744 berechnet
Heinsius zu 16 000 geographische Meilen. Die Atmosphäre des Kometen
von 1770 hatte wenigstens 17 Halbmesser der Erde zum Durchmesser.
Noch grösser fand Schkötee die Atmospliäre des Kometen vom Herbst
1799. Andere sind viel kleiner; auch ist bekanntlich die Ausdehnung
der Atmosphäre bei demselben Kometen vielen Veränderungen unter-
worfen. Im Mittel werden wir also den Halbmesser einer Kometen-
atmosphäre zu fünf Halbmessern der Erde ansetzen können. Damit
findet sich die Wahrscheinlichkeit einer Berührung unserer Erde von
einer Kometenatmosphäre = ■ Auch diese Wahrscheinlicli-
keit ist noch sehr klein, und eine Berührung der Erde von einer
Kometenatmosphäre kann nur in acht oder neun Millionen Jahren einmal
Statt finden.'-j
La Lande und Du Sejoüe halten sich besonders bei dem Fall auf,
wenn ein Komet der Erde bis auf 13 0O(i französische Meilen oder
etwa neun Halbmesser der Erde nahe käme, und ersterer schreibt einer
^) Weil nur in der nördlichen gemässigten Erdzone der Himmel regelmässig-
beobachtet wird.
■-) Es wird schwer sein, die Walu-scheinliehkeit der Berührung unserer Erde von
einem Kometenschweif zu bestimmen, weil man einige Grössen dabei in Rechnung
bringen muss, über die sich schwerlich etwas festsetzen lässt. Es sei 1 : m das Ver-
hältniss der Kometen, die einen Schweif haben, zu den Kometen überhaupt; die
mittlere Länge der Kometenschweife =-r der mittleren Distanz der Erde von der
b
Sonne, D der scheinbare Halbmesser der Sonne, 1 : .7 das Verhältnis.s des Durch-
messen zum Umfange, so finde ich für jeden Kometen, der zu seinem innerhalb der
j()4 Abhaudluugeu.
solchen Annäherung die zerstürendsten und schrecklichsten Wirkungen
zu.') Den Halbmesser der Erde zu lio-li solcher Meilen angenommen,
finde ich für diesen Fall den Logarithmus A-on a = 0,957 848 8 und
damit die Wahrscheinlichkeit dieser Annäherung = ;. tht-v-ttctt • Eine
solche Annäherung kann also nur in vier Millionen Jahren einmal
eintreten.
Im Jahr 1454 soll nach Georg Phranza's Bericht ein Komet un-
serer Erde näher als der Mond gekommen sein, weil er den Mond be-
deckte. Eine solche Nähe eines Kometen ist so selten, dass ihre ^^■ahr-
scheinlichkeit nur --- ist, oder dass sie sich wahrscheinlich nur in
1 < ( 0.:)
88 000 Jahren einmal ereignen kann.
Im Jahre 1770 blieb der damals sichtbare Komet am 1. Julius nur
sechs Mal weiter von uns entfernt, als der Mond.-) Noch kein Komet,
soweit richtige und gewisse astronomische Beobachtungen reichen, ist
unserer Erde so nahe gewesen.'') Aber auch die A\'ahrscheinlichkeit
Erdbalin liegeuden Knoten kommt, die Wahrscheinliclikeit, dass sein Sehweif die Erde
berühren werde,
sinD(26 — 1)V2
Hierbei weiss ich mm m >uid h auch nicht einmal zu schätzen. Auch habe ich mir
über die koni.sche Gestalt des Kometenschweifes eine ziemlich willkürliche, wenn
gleich nicht ganz unwalirscheiuliche Voraussetzung erlauben müssen. Nimmt man
»1=3, 6 = 20, so ist die Wahrscheinlichkeit etwa ,-^rr7^
') Ein Komet, der Erde an Masse gleich, würde nämlich nach La L.vxdk eine
Fluth von 3000 Toisen in dieser Xähe erregen können.
-) Nach Lambert und Prosi'kkin sieben Mal. De Sft.ioL'R timiot diese kleinste
Bistanz des Kometen von 1770 noch beträchtlich grösser = 523 Erdhalbmesser; aber
deswegen fehlerhaft, weil er die für- diesen Kometen nicht passenden parabolischen
Elemente zum Grunde legte. Lexeli. hat diese Entfernung zu 360,4 und noch genauir
BcRCKHARDT ZU 3fi7,93 Halbmesser der Erde berechnet, wenn ich ihre in Theilen iles
Halbme.ssers der Erdbahn ausgedrückten Distanzen auf Erdlialbmesser reducire. Durch
ein Versehen sagt Lichtenberg, der Komet von 1770 sei der Erde so nahe gekommen
wie der Mond, und dieser Irrthum ist nachher wieder in andere Schriften übergegangen.
") l'nter den bisher berechneten Kometen hätten nur folgende der Erde nälier
kuuimen können, als ihr der Komet von 1770 wirklich gewesen ist:
Kleinster .\bstand
Kometen von der Enlbahn
1680 112,3 Erdhalbmesser
1684 21.5,3
180.5 260,2
1742 3:!0.4
1779 ;!46,4 „
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusanimenstosseii könne. 105
dieser Annäherung (Bueckhäedt's Bestimmung zum Grunde gelegt) ist
mir--7i^-,i und ein solches Ereigniss wird sich nur in 2336 Jahren einmal
4b/ 2
ereignen. Es wäre indessen möglich, dass wir wirklich etwas zu wenig
angenommen haben, wenn wir jährlich nur zwei Kometen rechnen, die
innerhalb der Erdbahn ihr Perihelium erreichen. Es könnte leicht
sein, dass wir gar nur den vierten oder secusten Theil der Kometen
sehen,^) die zu ihrer Sonnennähe kommen.
Dies mag von solchen Zahlenverhältnissen und Beispielen genug
sein. Auch halte ich mich nicht damit auf, die Gefahr des Zusammen-
stossens oder einer grossen Annäherung für andere Planeten zu berechnen.
Nimmt wirklich die Zahl der Kometen, die innerhalb einer gewissen
Distanz ihr Perihelium haben, wie das Quadrat dieser Distanz zu, so
sind die grösseren Planeten, Uranus, Saturn und besonders Jupiter, einer
viel grösseren Gefahr ausgesetzt von Kometen getroffen zu werden, als
unsere Erde.
Aus dem Bisherigen erhellt also, dass, wenn gleich Dr Se.jgve
mit Unrecht die AVahrscheinlichkeit des Zusammenstossens, oder einer
sehr grossen Annäherung eines Kometen und unserer Erde als durchaus
= angegeben hat, diese Wahrscheinlichkeit doch viel zu gering sei,
als dass wir vernünftiger Weise während der kurzen Dauer einer Gene-
ration die geringste Furcht davor haben dürften. Nur in mehreren
hundert Millionen Jahren kann ein Komet der Wahrscheinlichkeit nach
einmal die Erde treffen, und in acht oder neun Millionen Jahren wird
sie einmal von der Atmosphäre eines Kometen berührt werden, und der
Fall einer solchen Annäherung, die uns einige Weltweisen als zer-
störend und verderbend für die Erde geschildert haben, kann sich auch
nur alle vier Millionen Jahre einmal zutragen. Diese Zeiträume werden,
mit der kurzen Dauer des menschlichen Lebens verglichen, noch immer
ungeheuer gross bleiben, wenn man sie auch wegen der vielleicht grösseren
Menge von Kometen, als wir angenommen haben, auf die Hälfte oder
gar den dritten Theil herabsetzen wollte.
So hat also die schaffende Allmacht unser Sonnensystem so ein-
gerichtet, dass Planeten und Kometen so viele Millionen von Jahren
Den Kometen von 837 führe ich nicht mit an, weil die Elemente seiner Bahn
zu ungewiss sind. Für den Kometen von 180.3 habe ich selbst die kleinste Ent-
fernung von der Erdbahn nach des Herrn Professor Gauss parabolischen Elementen
berechnet, für die übrigen aus Prosperin's bekannter Tafel genommen.
Der Komet von 1680 ist derjenige, der in Whiston's Theorie die grosse Rolle spielt.
') Schubert, Tlieoretische Astronomie, II. TJieil, p. 361, nimmt aus wahrschein-
lichen Gründen an, dass wir nur den sechsten Theil der Kometen sehen, die inner-
halb der Merknriusbahn ihr Perihelium haben.
10(5 Abliaiulluugen.
uugehindert und iinzerstört von einander ihre regelmässigen Balineu
diu-clilaufen können. ..Ja, wird vielleicht ein Schüler Lambert"» ein-
wenden, auch die kleine, so sehr kleine Wahrscheinlichkeit des Zu-
sammenstossens eines Kometen und Planeten, die hier noch übrig zu
bleiben scheint, selbst diese, so klein sie ist, findet sich nur in eueren
Rechnungen, nicht in der Natur. Bei diesen Rechnungen liabt ihr an-
genommen, dass alle Dimensionen und Lagen der Konietenbalmen gleich
möglich sind. Aber euer Stumpfsinn hat in den etwa hundert Kometen-
bahnen, die ihr bisher kennt, nur noch die Anordnung und das Gesetz
nicht entdecken können, wonach sie ausgetheilt und abgemessen sind.
Die unendliche Weisheit des Schöpfers wird diese Anordnung, diese Ab-
messungen so eingerichtet haben, dass alle auch noch so entfernte Mög-
lichkeit eines Zusammeustossens gänzlich wegfallen muss." — Ich ge-
stehe es, dieser LAMBEET'sche Gedanke kommt mir jetzt wenig gegründet
vor, so viel Gewicht er mir auch ehemals zu haben schien. Unter den
hundert Kometenbahnen hätten sich, dünkt mich, schon deutliche Spuren
eines solchen Gesetzes zeigen müssen, wenn es vorhanden wäre. Ja,
da diese Kometenbahnen sich immer und beträchtlich durch die wechsel-
seitige Anziehung der Himmelskörper verändern und verrücken, so
scheint eine solche Anordnung, die alles Zusammenstossen derselben auf
ewig völlig unmöglich machen könnte, nicht dauernd bestehen zu können.
Und ist es nicht genug, dass sich diese Fälle so äusserst selten ereignen
können? Ist es nicht vermessen von unserem eingeschränkten Verstände,
dass er entscheiden will, nur der Plan des Weltgebäudes, der alle solche
Katastrophen völlig ausschliesst, sei der unendlichen ^^'eisheit des
Schöpfers angemessen? Kann es nicht mit seinen unerforschliciien Ab-
sichten vielleicht eben so gut bestehen, dass ein Planet, wenn nun die
grosse Erziehung seiner vernünftigen Bewohner gänzlich vollendet ist,
wenn alle physischen und moralischen Kräfte und Vollkommenheiten, deren
seine Einrichtung fähig war, sich nun völlig entwickelt und gleichsam ab-
geblüht haben, dass, sage ich, dann ein Planet eine grosse Veränderung
leide, die seine bislierige Organisation zerstört, um einer neuen, viel-
leicht vollkommeneren wieder Platz zu machen? Ja, ist nicht schon un-
widersprechlich, wo nicht mehrere Male, wenigstens schon einmal auf
unserer Erde, eine ganze Vorwelt mit allen ihren belebten und organi-
sirten (Teschöpfen durch irgend eine grosse Revolution untergegangen?
Diese Revolution mag nun entstanden sein, wovon sie will, so beweist
sie doch, dass Revolutionen der Art, wie sie etwa der Anstoss eines
Kometen hervorbringen könnte, in unserem Weltgebäude nicht blos
möglich, sondern schon wirklich geschehen sind. Aber was haben wir
denn in diesen so äusserst seltenen Fällen einer grossen Annäherung, oder
gar des Anstossens eines Kometen mit der Erde für Folgen zu erwarten?
0. Ueljer die Möglichkeit, ilass ein Komet mit iler Erde zusammenstosseu könne. 107
Von einer auch sehr grossen Annäherung eines Kometen, wenn nur
kein wirklicher Austoss erfolgt, haben wir nichts Bedeutendes zu be-
fürchten. Alle die schrecklichen und grausen Folgen und Gefahren, die
uns die aufgeregte Phantasie eines Whistox, Heyn, Maupeetius und
La Lande davon vormalt, sind ungegründet oder äusserst übertrieben.
Die Kometen sind Körper, so klein von Masse, und gehen der Erde so
schnell vorbei, dass ihre Attraktion wenig Veränderung in der Bahn
und Bewegung der Erde hervorbringen kann. Eiler M und Du Se.toxtk-)
haben dies sehr umständlicii untersucht, und zwar für einen Kometen,
dessen Masse sie der Masse der Erde gleichsetzen, und gefunden, dass
die Bahn der Erde nur wenig dadurch verändert werden könne. Eine
solche Masse haben aber alle die Kometen, die man bisher mit Fern-
röhren gehörig zu untersuchen Gelegenheit gehabt hat, bei weitem
nicht, und so werden alle die Veränderungen, die ein der Erde nahe
vorbeigehender Komet in ihrer Bewegung hervorbringen kann, höchstens
nur den Astronomen wichtig werden.
Du Sejour's Untersuchungen verbreiten hierüber mehr Licht, als
Euler's weitläufige Reclinungen, weil Euler die Umstände der An-
näherung des Kometen nicht schicklich, sondern gerade so voraussetzt,
dass die Wirkungen, die er bei seiner Annäherung auf die Bewegung
der Erde gehabt hat, sich bei seiner Entfernung fast alle wieder auf-
heben müssen. Du Se.jour findet für einen, der Erde an Masse gleichen
Kometen, der ihr auf 13 0nu französische Meilen nahe vorbeigeht, dass
er die Erdbahn so verändern werde, dass sie nun gegen die vorige
unter einem Winkel von 2*'4'1()" geneigt, und die mittlere Distanz aou
44
der Sonne um vermehrt sein würde. Dadurch würde denn auch
die Länge des Sonnenjahres auf 367 Tage 16 Stunden 4' 48" vergrössert
werden. Selbst also für einen Kometen von so übertriebener, nie Statt
findender Masse nur Veränderungen, die anfangs blos den Sternkundigen
merklich sein könnten, und wovon die übrige AA'elt erst durch die noth-
wendige Reform ihrer Kalender etwas erfahren dürfte. Wie wenig
aber die wirkliche Masse der Kometen mit jener Annahme, wenigstens
in vielen Fällen, im Verhältniss steht, davon hat uns der Komet von
1770 ein Beispiel gegeben. Hätte dieser eine der Erde gleiche Masse
gehabt, so hätte er bei seinem oben erwähnten, den 1. .Julius 1770
erfolgten, ziemlich nahen Vorübergange die Umlaufszeit der Erde, oder
das Sonnenjahr, um 0,116 12 Tage oder um 2 Stunden 47' 13" vergrössern
müssen. Da er aber die Dauer dieser Umlaufszeit gewiss nicht um 2"
') Comment. Fetrop. 177-i, p. 499—^)48.
-) 1. c. Tom. II, Chap. 13, p. 559 sq.
j()^ Abliandlnngen.
vergrössert hat, so ist seine Masse nicht . — der Krdmasse.') Eben
derselbe Komet ging zweimal mitten durch das Mondensj'stem des Jupiters,
und wir haben keine davon herrührende Perturbationen in den Be-
wegungen der Satelliten des Jupiters wahrgenommen.
So wenig also ein der Erde nahe vorbeigehender Komet in der
Bahn und Bewegung der Erde solche Veränderungen hervorbringen
kann, die für die Bewohner derselben nachtheilig oder gar verderblich
werden könnten, eben so wenig wird er auf die Erde selbst zerstörende
Wirkungen äussern können. Bei seiner so geringen Masse und schnellen
Bewegung ist er nicht im Stande, grosse, Alles überschwemmende Fluthen
zu erregen.'-) Selbst eine Berührung seinei' Atmosphäre oder seines
Schweifs mit der Atmosphäre unserer Erde lässt keine fürchterlichen
Folgen erwarten, da beide aus einer so feinen, äusserst durchsichtigen,
dem Thierki'eislicht ähnliclien Materie bestehen, die nicht einmal Strahlen
zu brechen im Stande ist. Dem Kometen aber eine ungeheure Hitze,
oder den etwa in unsere Atmosphäre gekommenen Theilchen seines
Dunstkreises, ich weiss nicht was für schädliche und giftige Eigen-
schaften mit Gee(;orv zuzuschreiben,"') ist blosse Hypothese: Zu dem
ersten haben wir keinen hinreichenden und nur bei wenig Kometen
einen scheinbaren Grund: und das andere ist eine ganz willkürliche, so
viel wir beurtheilen können, unwahrscheinliche Voraussetzung.
Allein ein Zusammenstossen eines Kometen mit der Erde muss
grosse Wirkungen hervorbringen. Wenn man die Grösse und unge-
heuere Gesch\vindigkeit dieser Körper bedenkt, und in dem Kometen
einen festen Kern annimmt, so wird man es leicht möglicli finden, dass
beide A^'eltkörper dadurch gänzlich zerstört und zerschmettert werden
können, vorzüglich, wenn der Stoss bei entgegengesetzter Bewegung
') La Place Michan. eil., Tom. IV. Die Kiiiwiikung der Erde verkürzti- diuuals
die riiil.iufs/.i-it dieses Kometen um etwas mehr als zwei Tage, niiiulich 2,04(5 Tage.
'-) Mau seile hierüber Du Sft.iürR a. a. (). uud ausser ihm PixoRft im zweiten Bande
seiner Kometographie.
") Man kennt Grkgory's licrühmtes CoroUarlum (Astron. Pliys. et Geom. Eiern.
l. V. Fr. IV. Cor. 2, p. 260j, worin er die sonst immer nach allgenu-inein astrologischen
Wahn auf die Erscheinung von Kometen erfolgten Kalamitäten aus Xkwton's Theorie
zu erklären suchte: Hinc etiam sequitur, quod Si eauda eometae tclliiris nostrae
atmosphaeram attigerit faut etiam si istius materiae per coelos tandem Kparsae et
diffugae pars graritate sua in hanc deeidat) exhtilationes ex quibus illa consfat Iniic
inistae flluidiim fluidoj poterunt, aeri tMstro niiitationes animalibus et veyetalnUhus
jiraecipiu' NCimihiles indueere. Vapores cnim dieti, a regionibiis hmgitiquis udrecti, et
ingenti calore excitati, terestrium crasi inimici forte crutit: quo pavlo qiiae omnimn
watlorum suff'ragio et communi consensu comequi obserrantur eometarum apparitionem
fquaequc statim pro falsis et ridieidis habere I'liilo.so/jhos niiiiinie dercf) roiitingere
jioteritnt.
I
ö. üeber die Möglichkeit, rlass ein Komet mit der Erde zusammenstosseu könne. 109
in einer Eiclitung geschehen sollte, die gerade, oder fast gerade mit
den Mitteli)unkten beider in einer geraden Linie liegt. In weniger
ungünstigen Umständen, wenn der Komet vielleicht äusserst klein ist,
aus einer weniger harten Masse besteht, und der Stoss zugleich schiefer
erfolgt, wird zwar die Erde nicht zersprengt werden: aber doch müssen
sich schreckliche Veränderungen auf ihr ereignen. Ich will sie mit
den Worten des grossen La Place schildern.^) „Es ist leicht," sagt er,
„die Wirkungen eines solchen Stosses auf die Erde sich vorzustellen.
Vei'änderung der Axe und Umdrehungsbewegung der Erde. Austreten
der Meere aus ihren vorigen Betten, um sich gegen den neuen Aequator
hinzustürzen. Ersäufung eines grossen Theils der Menschen und Thiere
in dieser allgemeinen Ueberschwemnuing, oder Zerstörung derselben
durch die der Erde beigebrachte gewaltsame Erschütterung, Vernichtung
ganzer Gattungen, Zertrümmerung aller Denkmäler des menschlichen
Kunstfleisses: dies ist die Reihe der Unglücksfälle, die der Stoss eines
Kometen verursachen müsste."
So weit La Place, der mir aber doch nicht genug an die Wirkung
des Stosses selbst, mehr an die Wirkung der veränderten Eotation und
Axe zu denken scheint. Ich füge also Halley's Vorstellungen bei, der
auch anfangs diese Betrachtung vernachlässigt und nur auf Veränderung
der Axe gesehen hatte: „Aber damals," sagt er, „betrachtete ich nicht
die grosse Bewegung, die der Stoss nothwendig in der See verursachen
müsste, hinreichend genug, alle die sonderbaren Erscheinungen von An-
häufungen grosser Massen von Erdarten und ganzer Hügel über Bänke
von Schalenthieren zu erklären, die ehemals Meeresgrund waren, und
die Entstehung von Bergen, wo ehemals keine waren, indem alle Elemente
dadurch so unter einander gemischt wurden, wie uns die Dichter das
alte Chaos beschreiben. Denn da ein solcher Stoss die festen Theile
fortstiess, so müsste er nothwendig verursachen, dass das W^asser und
alle nicht eingeschlossenen Flüssigkeiten, also das Meer, mit grosser
Gewalt sich nach dem Theil der Erdkugel hinstürzte, der den Stoss
erhalten hatte, mit einer Kraft, hinreichend genug, das ganze Bett des
Oceans mit sich fortzunehmen, und über das Land zuführen: indem es
die erdigen Theile, die es mit sich fortriss, an den Stellen in Berge
aufhäufte, wo die entgegenströmenden Wellen einander das Gleich-
gewicht hielten: mixcens ima summis: welches die so weit ausgedehnten
Gebirgsketten erklären mag. Durch den Kückfluss dieser zusammen-
gehäuften Wassermasse wird sie a'n dem entgegengesetzten Punkt der
Erdkugel, freilich mit etwas weniger Kraft als zuerst, wieder zusammen-
stosseu, und erst nach vielen Oscillationen wird sich Alles so setzen.
') Darstellung des Weltsystems, Bd. II, }>. 04.
HO Abhandlmigeu.
wie wir es nun in der Bildung der Oberfläche unserer Erde wahr-
nehmen."' — Halley scheint nicht abgeneigt, die Kaspisclie See. die
man sich damals wohl runder dachte, als die neuere Geograpliie gefunden
hat, für ein Merkmal des dort erfolgten Anstosses eines Kometen zu
halten. Auch glaubt er, dass der ehemalige Nordpol der Erde vielleicht
dem jetzt bewohnten nördlichen Amerika näher lag. und sucht daraus
zu erklären, warum es im nördlichen Amerika noch jetzt so viel kälter
ist, als in Europa unter denselben Breiten.
So viel weiss man, dass alle Erscheinungen auf unserer Erde deut-
lich zeigen, dass sie vor nicht gar vielen tausend Jahren eine grosse
Katastrophe erlitten haben muss, und höchst wahrscheinlich schon vor-
her mehrere erlitten hat. Die ganze Oberfläche der Erde scheint jetzt
aus den Ruinen einer älteren zertrümmerten gebildet zu sein. Dei-
grösste Theil unseres jetzigen festen Landes war ehemals Meeresgrund,
und das Meer bedeckte selbst die meisten Berge, wo es so deutliche
iieweise seiner langen Anwesenheit zurückgelassen hat. Thlere und
Pflanzen, zwar nicht von derselben Art, aber denen ähnlich, die jetzt
in den mittägigen Gegenden leben, mussten ehemals in nördlichen
Klimaten vorhanden sein, wo man noch ihre Abdrücke, ihre Versteine-
rungen, ihre Ueberbleibsel und Knochen findet. Die Erde selbst scheint
sehr alt zu sein: aber die jetzige Ausbildung ihrer Oberfläche, und die
moralische Welt ist noch neu. Keine Denkmäler der letzten steigen über
300U oder 4000 Jahre hinauf: und keine Phämmie der ersten nöthigen
uns, wie De Lrc, dünkt mich, sehr gut erwiesen hat, von der gewöhn-
lichen Zeitrechnung abzugehen.
Bekannt ist es, wie vergeblich man in der Bildung unseres Erd-
körpers, in den Xaturkräften, die darauf wirksam sind, in der Theorie
der allgemeinen Schwere u. s. w. irgend eine befriedigende Erklärung
dieser grossen Revolution gesucht hat. Mehr als 40 oder 50 Geogonien,
die die Philosoi)hen bisher erdacht haben, sind alle nicht nur blosse
Hypothesen, sondern auch grösstentheils sehr unwahrscheinliche, leicht
zu widerlegende Hypothesen. Und so krmnte es fast scheinen, dass uns
hier nur die Kometen zu einer richtigen Erklärung verhelfen könnten,
und da wir nun gesehen haben, dass der Anstoss eines Kometen an die
Erde nicht blos möglich, sondern in einer langen Reihe von mehreren
10(1 Millionen Jahren sogar sehr wahrscheinlich ist, so könnte man ver-
anlasst werden, mit Hai.moy und einigen anderen grossen Naturforschern
anzunehmen, die Erde habe vor nicht gar vielen tausend Jahren einen
Stoss von einem Kometen erhalten, der die Axe ihrer jetzigen Rotation
bestimmte, und ihrer ehemaligen veränderte, und überhaupt die grosse
Revolution bewirkte, die ihrer Oberfläche die jetzige Form gab. Eine
Meinung, der man vielleicht dadurch noch mehr Gewicht geben könnte.
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusammenstossen könne. 1 1 1
dass auch die Gradmessungen zu zeigen scheinen, die jetzige Rotations-
axe der Erde sei nicht mehr diejenige, um die sie rotirte, als sie ihi-e
sphäroidische Gestalt annahm.
Ehe man indessen dieser Vorstellung zu unbedingten Beifall giebt,
muss noch ein sehr wichtiger Einwurf wohl erwogen werden. P^s ist
nämlich noch gar nicht ausgemacht, ob die Kometen überhaupt feste
Körper sind, oder feste Kerne haben.') Die meisten der kleinen tele-
skopischen Kometen wenigstens scheinen durchaus nichts festes Körper-
liches zu haben, sondern ganz aus einer leichten Dunstmasse zu bestehen.
So fand es Hekschel bei 11 von ihm mit seinen grossen Teleskopen
untersuchten Kometen, und so habe ich auch manche Kometen, z. B. die
von 1795, 1797. 1798 u. s. w., gesehen. Andere haben einen sehr deut-
lichen planetenartigen Kern, der indes, wie aus mehreren Erscheinungen,
vorzüglich aus der Abwesenheit aller Phasen (wenn man diese nicht
mit Heeschel und Schröter aus der selbstleuchtenden Oberfläche
des Kerns erklären will) folgt, noch an sich kein fester Körper sein,
höchstens als eigeuthümliche dichtere Atmosphäre den noch viel kleineren
eigentlich festen Kern einschliessen kann. Fast wäre ich geneigt, zwei
verschiedene Gattungen von Kometen anzunehmen: aber noch immer
bin ich überzeugt, dass, wenn man auch die mit planetenartigen Kernen,
und die ohne allen sichtbaren Kern erscheinenden Kometen nur für
verschiedene von der Einwirkung der Sonne abhängende Modifikationen
derselben, oder sich ganz ähnlicher Weltkörper ansehen will, doch sehr
viele Kometen so viel schwere und dichte Materie besitzen, dass ihr
Zusammenstossen mit der Erde und den Planeten, sowohl auf die Axe
und Rotation derselben als auf die Veränderung ihrer Oberfläche sehr
bedeutende Wirkung haben kann. A\'enn Herr De La Place -j daraus
auf die äusserst geringe Wirkung eines solchen Stosses schliessen will,
dass manche Erscheinungen in unserem Planetensystem noch fortdauern,
die von den primitiven Umständen desselben abzuhängen, und von
') Man erzeigt meiner Beobachtung vom 1. April 1796. da ich einen Stern
sechster oder siebenter Grösse von einem Kometen bedeckt sah, zu viel Ehre, wenn
man glaubt, ,.es sei schon daraus ausser allen Zweifel gesetzt, dass die Kometen keine
festen Körper sind" (Ideen zu einer Philosophie der Natur von F. W. Schelling,
Leipzig 1797, S. X der Vorrede). Freilich blieb das Licht des Sterns durch die
Kometenatmosphäre ungeschwächt, aber, dass dasjenige, was ich sonst als einen kleinen,
etwa 3" grossen Kern in dem Kometennebel zu sehen glaubte, gerade vor dem Stern
Stand, ist mir nicht wahrscheinlich, vielmehr schien der Mittelpunkt des Kometen-
nebels, also auch der Kern, einige wenige Sekunden südlich von dem Stern entfernt
zu bleiben. Nur verschwand der Kern gegen das ungleich stärkere Licht des Fix-
sterns und blickte erst wieder hervor, wie der Komet schon merklich von dem Stern
abgerückt war.
■-) Mechan. eil., Tom. lY, p. 230.
] 1 2 Abhamlhmgen.
dessen Entstehung- an zu datiren scheinen, z. B. die massige Excen-
tricität der meisten Planetenbahnen, die Gleichheit der Rotations-
bewegung des Mondes und die Libration der drei ersten Satelliten des
Juinters, obgleich, Avie es ihm wahrscheinlich ist, ein Zusammenstossen
dieser Weltkörper mit den Kometen in der unermesslichen Zeit ver-
gangener .Jahrhunderte schon erfolgt sein müsse, so leidet dieser Schluss
doch noch wohl grosse Einschränkung. Warum kann man nicht an-
nehmen, weder den Mond noch die Jupiters-Satelliten habe, seit der Ent-
stehung des Planetensystems, bisher ein Komet getroffen? Und was die
geringen Excentricitäten der Planetenbahnen betrifft, so beweisen diese
höchstens nur, dass die Massen der Kometen im Verhältniss zu den
Planeten nur klein sind. Ein Kometenkern z. B., der nur ^^^^, der
Erdmasse hat, wird doch eine Kugel über 130 Meilen im Durchmesser,
noch einmal so dicht als Granit,') bilden können. Wenn eine solche
Kugel, mit einer relativen Geschwindigkeit von mehr als neun Meilen
in einer Sekunde an die Erde stösst. so wird sie, wie es scheint, nicht
allein im Stande sein, alle die Wirkungen, die Halley einem solchen
Stosse zuschreibt, hervorzubringen, sondern vielleicht selbst die Erde zu
zerschmettern. Und doch wird durch die-sen Stoss die progressive Be-
wegung und Geschwindigkeit der Erde, mithin auch die Excentricität
der Erd- und Mondbahn keine so grosse Veränderung leiden, dass nicht
beide noch immer sehr massig bleiben sollten.') Eine so grosse, wo
nicht noch grössere Masse wird man für manche Kometen, z. B. den
von 1799 und 18(i7 sehr wahrscheinlich ttnden. Kometen von sehr
kleiner Masse könnten freilich durch ihren Stoss an sich nur lokale
Veränderungen und Zerstörungen auf der Erde hervorbringen,'' ) insofern
sie nicht Axe und Eotation derselben, wozu keine so grosse Kraft zu
') Bie mittlere Dichtigkeit der Erde ist iiiich Maskelvxe 4 bis 5 Mal, uach
Cavendish 5i Mal jj:''t*sser als reines Wasser. Granit ist nur 2,7 Mal schwerer als
Wasser. Woraus besteht denn wohl das Innere unserer Erde? Etwa grösstenthcils
aus schweren Eiseuniinen? Schon Hutton folgerte aus Maskklyne's Bestimmung,
dass -^j der ganzen Erde aus Metall bestehe. Philos. Transact., Vol. 68, p. 784.
-1 Das Zusammenstossen der Erde mit einem Kometen von einer Masse (um bei
dem willkürlich ansjciiommenen Beispiel zu l)leiben), die nur y„Vii ''s'' Erdmasse be-
trägt, bei entgegengesetzter Bewegung nnd in einer Richtung, die mit den Mittel-
Itimkten beider Weltkörper in einer geraden Linie liegt, würde der vorher völlig
kreisförmigen Erdbahn nur eine Excentricität ungefähr | von derjenigen, die sie Jetzt
hat, gegeben haben. Bei der vorher völlig kreisrunden Mondbahn hätte dieser Stoss
an die Erde eine Excentricität hervorbringen können, die in dem Verhältni.ss von
etwa 4 : 3 grösser ist, als diejenige, die wir jetzt bei der Mondlialni tiuden. Waren
aber beide Bahnen vor dem Stosse schon massig elliptisch, »o werden sich die JHnien-
sionen beider Bahnen und die respektive Lage der Erde und des Mondes leicht so voraus-
.setzen lassen, das» nach dem Stosse gerade die jetzigen Excentricitäten Statt fanden.
") La Pi.ack, Exposition du xystcme du Monde, 3mc Edition, I'aris 1808, p. 'JIS.
6. Ueber die Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde ziisammenstossea könne. 113
gehören scheint, merklich änderten. Aber doch bin ich weit entfernt,
die ÜALLEY'sche Meinung zu der meinigen zu machen, und wie er alle
geologischen Erscheinungen aus dem Anstoss eines Kometen erklären
zu wollen.
Wir sind durchaus noch nicht im Stande, über diese dunkle Ge-
schichte der Vorwelt zu urtheilen; aber gewiss ist es, dass auch der
vorausgesetzte Anstoss eines Kometen das geologische Problem nicht
völlig auflösen würde. Die Spuren und Denkmäler ehemaliger grosser
Revolutionen auf unserer Erde sind klar und deutlich: aber eben so
deutlich ist es, dass sie nicht eine einzelne, sondern mehrere aus ganz
verschiedenen Ursachen entstandene, und vielleicht durch unermessliche
Zeiträume von einander getrennte Revolutionen und Veränderungen
bezeichnen. Unser kurzsichtiges Auge kann sehr schwer alle die ver-
schiedenen Reliquien des ehemaligen Zustandes übei'sehen, und noch viel
schwerer diese alten Urkunden chronologisch ordnen und gehörig unter-
scheiden, was zu einer und derselben Revolution gehört. Dazu kommt,
dass sie sich so leicht mit den partiellen Veränderungen einzelner Länder
des Erdbodens vermischen, die die immer wirksame Natur durch Regen-
güsse und Ströme, durch Stürme und Fluthen, durch Durchbrüche und
Versandungen, durch Vulkane und Erdbeben, ja selbst durch Würmer
und Pflanzen, theils plötzlich, theils allmälilig hervorbringt und immer
hervorgebracht hat. Eben aus diesem Mangel an gehöriger Uebersicht
aller Erscheinungen und gehöriger Absonderung derjenigen, die zu einer
und derselben Epoche gehören, rühren hauptsächlich die unglücklichen
Erfolge aller bisherigen geologischen Hypothesen her, die, wenn sie einige
Phänomene gut zu erklären scheinen, wieder auf andere gar nicht anwend-
bar sind. Immer könnte es der Stoss eines Kometen gewesen sein, der
jene ungeheuere Fluth hervorbrachte, die von Südwest nach Nordost
über die Oberfläche der Erde strömte,*) alle die südlichen Vorgebirge
mit westlichen Einbuchten und östlichen Inseln bildete, die Landthiere
der Vorwelt vertilgte, und ihre Ueberbleibsel nach Sibirien, an den Ohio,
nach Deutschland, Frankreich, Italien, den Niederlanden und Irland
schwemmte.'^)
') Y. R. Forster, Beobachtungen und Wahrheiten nebst einigen Lehrsätzen, die
einen grossen Grad von Wahrscheinlichkeit erhalten habest, als Stoff zur Entwerfung
einer Theorie der Erde.
'^) Die Herscliwemmuiig jener Ueberbleibsel von Thieren und Pflanzen, die dem
tropischen Klima anzugehören scheinen, aus den südlichen Landein in die nördlichen,
wo wir sie jetzt finden, ist noch neuerlich von einem sehr scharfsinnigen Schriftsteller
behauptet worden fTREviRANTJs' Biologie, 3. Bd., p. 197 f.). Wenn man es aber auch
mit Ctjviee und anderen Gelehrten wahrscheinlicher finden sollte, dass die Masto-
donten, Elephanten, Nashörner, Tapire u. s. w. der Vorwelt wirklich die Länder
bewohnten, wo jetzt ihre Knochen ausgegraben werden, so hat doch dieser vortrelf-
Olbers I 8
j J4 Abhandlungen.
Immer könnte es der Anstoss eines Kometen erklären, warum jetzt
bei veränderter Axe und Rotation der Erde ein grosser Theil des ehe-
maligen Meeresgrundes festes Land ist. Aber viele andere Erscheinungen
wird man damit gar nicht in Verbindung bringen können, die so deutlich
zu zeigen scheinen, dass das Meer nach und nach in vielen Tausenden
von Jahren bis zu den höchsten Bergen heraufgestiegen ist, und diese
hohen Gegenden eben so langsam wieder verlassen hat, ja diese grossen
Oscillationen schon mehrere Male wiederholt haben muss, um alle die
verschiedenen Lager und Schichten abzusetzen, worunter man diejenigen
so deutlich unterscheiden kann, die in der ruhigen Tiefe des hohen
Meeres, und die an den Ufern bei steigendem und fallendem ^^' asser
gebildet sind.') Diese Oscillationen kann kein Anstoss eines Kometen,
diese kann überliauiit die Sternkunde nicht erklären: Die Ursache davon
muss höchst wahrscheinlich in der inneren uns ganz unbekannten Struktur
unseres Erdballs und den chemischen und mechanischen Kräften, die in
demselben wirksam sind, zu suchen sein. Wir wissen nach Lichtenbehg's
witziger und grösstentheils wahrer Aeusserung von dieser inneren Struktui-
unseres Erdballs nicht viel mehr, als eine Büchermilbe, die sich durch
ein Kleisterflötz des Einbands genagt hat, von dem Lihalt eines Buchs.
Ist es denn so ganz unmöglich, sich in dem Innern unserer Erde Ver-
änderungen zu denken, die den Schwerpunkt derselben plötzlich oder
allmählig verändern könnten? Und ist nicht schon eine kleine Ver-
rückung des Schwerpunkts im Stande, auf der Oberfläche der Erde
grosse Veränderungen hervorzubringen? Doch ich vergesse, dass ich
keine geologische Abhandlung schreiben will und schreiben kann: Mir
war es genug, zu zeigen, dass der Mensch sich nur thörichter Weise vor
den Kometen fürchten würde, da die davon gedrohten Gefahren theils
nicht möglich sind, theils erst in Zeitperioden wahrscheinlich werden,
zu denen die Dauer des menschlichen Lebens gar kein Verhältniss hat.
liehe Geolog bewiesen, dass die letzte Revolution, die diese Thiergattungen yertilgte,
sehr plötzlich eintrat, und in einer gro.sseu aber vorübergehenden Meerestluth bestand,
die die höheren Berge vielleicht nicht bedeckte TCuviek, Annales du Museum d'Histoire
naturelle. Tom. VII, p. 50, Tom. VIII, p. 422, 423, Tom. X, p. 386 etc.). Kurz, dass
diese Revolution so beschaffen war, wie sie der Anstoss eines Kometen und mau
möchte fast sagen, nur der Anstoss eines Kometen bewirken konnte.
') Observations sur les couches moderyies horizontales, qui ont iti deposees par
la mer, et sur les consequences, qu'on peut tirer de leurs disjwsitions rilativement ä
l'ancienniti du globe terrestre. Par. M. Lavoisier. Ilist. de l'Acad. des sciences.
Annie 1789, p. 3.51 sq.
7. Einige BemerkHugen tiljer das Lieht der Kometen. 115
7. Einige Bemerkitugeu über das LicM der Kometen.
Aus Pyrmont unterm 24. Juli 1816 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1819, S. 190—201.]
Es ist noch immer eine sehr streitige Frage, ob die Kometen
eigenes Licht haben, oder uns, wie die Planeten, durch zurückgeworfenes
Sonnenlicht sichtbar sind. Die Astronomen sind in ihren Meinungen
darüber sehr getheilt und mau kann für beide Behauptungen Autoritäten
von dem grössten Gewicht anführen. Newton glaubte es erwiesen,
dass die Kometen an sich dunkle Weltkörper sind. Hekschel und
ScHEöTEB halten sie für selbstleuchtend. Es würde leicht sein, darüber
zu entscheiden, wenn die Kometenkörper von unveränderlichem Volumen
und unveränderlicher Beschatfenheit wären.
Hätten sie sodann eigenes Licht von immer gleicher Intension, so
würde ihre scheinbare Lichtstärke sich stets umgekehrt, wie das Quadrat
ihres Abstandes von der Erde verhalten. Nennt man demnach den
Abstand des Kometen von der Erde A, so würde seine Lichtstärke
= n/ A* sein. Das ist, ivir tvürden den Kometen immer gleich hell,
gleich glänzend und hei zunehmendem Abstand von der Erde immer
kleiner sehen.
Wären die Kometen aber an sich dunkel, blos durch zurückgewor-
fenes Sonnenlicht sichtbar, und setzt man zugleich voraus, dass hier
nichts, was auf eine Phase Bezug hat, in Betrachtung kommt, so würde
sich ihre scheinbare Lichtstärke umgekehrt, wie das Produkt aus dem
Quadrat des Abstandes von der Erde in das Quadrat des Abstandes von
der Sonne verhalten, oder, wenn wir den Abstand von der Erde = A,
■IM
von der Sonne = r setzen, so ist die Lichtstärke des Kometen = — 5—« •
Der Komet wird dann nicht mir hei zunehmendem Ahstand von der
Erde Meiner, sondern auch hei zunehmendem Ahstand von der Sonne
blasser. Unter diesen Voraussetzungen ist nun sowohl n als m zwar für
jeden Kometen verschieden, aber auch für jeden Kometen eine kon-
stante Grösse.
Aus den Beobachtungen ist es nun ganz augenfällig, dass die
scheinbare Lichtstärke nicht blos von dem Abstände des Kometen von
der Erde, sondern wenigstens eben so sehr von dem Abstände des Ko-
meten von der Sonne abhängt. Die Kometen iverden unwidersprechlich
eben sowohl mit zunehmendem Abstand von der Sonne blasser, als sie
mit zunehmendem Ahstand von der Erde kleiner iverden; und im Ganzen
j|(5 Abhaiidluugren.
scheint die zweite Formel, die ihre Lichtstärke ^ >»/ A'»" setzt, meisten-
theils sehr nahe mit der Erfahrung übereinzustimmen.
Man könnte also vielleicht glauben, schon hieraus sei es völlig er-
wiesen, dass die Kometen uns nur durch zurückgeworfenes Sonnenlicht
sichtbar sind. Allein die Beobachtung eines sich der Sonne nähernden
Kometen zeigt, wenigstens bei denen, die einen sogenannten Kern liaben,
dass durch die Einwirkung der Sonne, wahrscheinlich durch Erwärmung,
so viele Veränderungen in seiner Beschaffenheit, selbst in seinem Vo-
lumen vorgehen, dass weder m noch n beständige Grössen bleiben können.
Auf keinen Fall kann also auch die Formel w/r-A" genau zutreffen,
selbst wenn man dem Kometen alles eigene Licht abspricht. Wirklich
scheint es, dass in der Nähe der Sonne die Lichtstärke bei gleichem A
noch in etwas grösserem Verhältniss als 1 r'- zu- und abnimmt. Auch
glaubt man bemerkt zu haben, dass bei gleichem A und r die Licht-
stärke vor der Sonnennähe anders ist, als nach derselben. Sobald aber
m und n an sich veränderliche, von den Punkten der Bahn, worin sich
der Komet befindet, oder von r abhängige Grössen sind, so ist unter
den beiden Voraussetzungen über das eigene oder erborgte Licht der
Kometen nicht mehr mit Gewissheit zu entscheiden. Denn immer wäre
es möglich, dass durch die Nähe der Sonne die Menge und Plios-
phorescenz der leuchtenden Dünste so vermehrt würde, dass die Licht-
stärke nahe im Verhältniss von a/r-A" sein könnte. Es kann nämlich
n immer nahe = a r' sein, auch wenn der Ivomet durch eigenes Licht
sichtbar ist.
Auch die Erfahrungen, worauf sich gewöhnlich die Anhänger der
einen oder der anderen Meinung berufen, können weder für noch gegen
das eigene Licht der Kometen entscheiden.
L Einige führen die ihnen zu gi-oss scheinende Helligkeit des
Konietenkerns und die sonst unmögliche Sichtbarkeit eines so feinen
Stoffes, als woraus sowohl der Kometennebel als auch der Kometenschweif
besteht, zum Beweise an, dass die Kometen nicht blos durch zurück-
geworfenes Sonnenlicht sichtbar sein können, sondern selbstleuchtend
sein müssten. Aber dies ist wirklich, was die K'ometenkerne betrifft,
gar nicht der Fall. Sie sind vielmehr in Vergleichung mit allen Planeten
und Satelliten von einer auffallend geringen Helligkeit, die auch von
zurückgeworfenem Sonnenlicht weit grösser sein müsste, wenn diese
Sterne wirklich feste Körper wären, und die im Gegentheil beweist,
dass ihre Beschaffenheit sie sehr wenig geschickt macht, Sonnenlicht
zurückzuwerfen. Der Kern des Kometen von 1807, des hellsten und
planetenähnlichsten, den ich gesehen habe, hätte im Anfange seiner Er-
sclieinung über 50 Mal heller sein sollen, als Jupiter (heller, nicht licht-
stärker, die Lichtstärke ist nämlich ein Produkt aus der Helligkeit in
7. Einige Beinerkung:en über das Licht der Kometen. 117
die scheinbare Grösse der Oberfläche), wenn seine Oberfläche eben so
fähig gewesen wäre, Sonnenstrahlen zurückzuwerfen, als die Oberfläche
des Planeten, aber er war wenig heller wie Saturn. Wie gering ge-
wöhnlich die Helligkeit der Kometennebel und Schweife sei, sieht man
besonders daraus, dass sie grösstentheils bei etwas starken Vergrösserungen
auch lichtvoller Sehröhre und Teleskope verschwinden. Nur das grosse
Volumen dieser Nebel und Schweife bewirkt ihre oft beträchtliche Licht-
stärke: die einzelnen Partikelchen haben in den meisten Fällen so wenig
Helligkeit, dass sich diese gar wohl von zurückgeworfenem Sonnenlicht
erklären lässt, so fein und durchsichtig ihr Stoff auch sein mag.
2. Die Kometen zeigen nie eine Phase. Man kann dies als er-
wiesen ansehen. Der grosse La Place führt an, dass De La Hike am
Kometen von 1682 eine Phase beobachtet habe. Ich habe die Original-
zeichnung von De La Hiee selbst gesehen, und es ist gewiss, dass dieser
verdiente Astronom eine vollkommene, dem etwa drei Tage alten Mond
ähnliche Phase gesehen zu haben behauptet. Vergleicht man aber die
Abbildungen, die Heve:. und R. Hooke für dieselbe Zeit von eben
diesem Kometen gegeben haben, so scheint es mir keinem Zweifel unter-
worfen, dass De La Hike den hellen parabolisch gekrümmten Rand des
den Kopf des Kometen umgebenden Lichtnebels, der sich auf beiden
Seiten spitzig in den Schweif verlief, mit einer Phase verwechselt hat.
Was Cassini einmal bei dem Kometen von 1744 zu sehen glaubte, war
gewiss keine Phase, wie die gleichzeitigen Beobachtungen von Heinsius
zeigen. Bei dem so planetenartig scheinenden Kern des Kometen von
1807 bin ich sehr aufmerksam auf diesen Umstand gewesen. Es war
nicht allein durchaus nichts von einer Phase zu sehen, sondern es war
auch der der Sonne zugekehrte Rand des Kometenkerns um nichts heller,
nur besser begrenzt, als der davon abgekehrte. Auch Heeschel konnte
bei diesem Kometen von 1807 nichts von einer Phase gewahr werden.
Nur durch ein Versehen wird das Gegentheil im astronomischen Jahr-
buch behauptet. Hekschel bildet nämlich auf der seiner Abhandlung
beigefügten Kupfertafel nicht die Phasen des Kometen, die er gesehen
hat, sondern diejenigen ab, die der Komet nach seiner Lage gegen die
Sonne und Erde hätte zeigen sollen, wenn er eben wie die Planeten
von der Sonne erleuchtet würde, um zu beweisen, dass sie in seinen
Teleskopen hätten auffallend sein müssen, und versichert dann ausdrück-
lich, dass der Komet nichts von einer solchen Phase gezeigt habe.
Allein aus dieser Abwesenheit aller Phasen folgt nur, dass wir nie
einen eigentlich festen Kern des Kometen, immer nur eine sich gegen
den Mittelpunkt mehr verdichtende Dunstmasse sehen, die vielleicht
zuweilen einen wirklich festen Kern in sich schliessen mag, der uns aber
von dieser Dunstmasse ganz verdeckt wird. Dass der sogenannte uns sieht-
Hg Abhamlhuigen.
bare Kometenkern wirklich kein fester Körper sei, beweist die veränder-
liche Grösse desselben. Statt aller übrigen berufe ich mich nur auf
den Kometen von 1770, dessen Kern nach Messiee's Beobachtungen und
BrRCKHARDT's Berechnungen immer kleiner schien, um so mehr der
Komet sich der Erde näherte, und nach der Sonnennähe den Messungen
zufolge einen 50 Mal grösseren Durchmesser hatte, als in der Erdnähe.
3. Die Kometenkerne werfen keinen uns sichtbaren Schatten. Einige
sonst hochverdiente Astronomen suchen aus solchen, angeblich von Hevel
und Anderen beobachteten Schatten zu beweisen, dass die Kometen an
sich dunkel, nur durch erborgtes Licht sichtbar sind. Was Hevel und
mehrere Andere als Schatten ansahen, hat gar nicht die Figur, die ein
solcher Schatten haben müsste, und ist offenbar nichts anderes, als eine
nothwendige Folge der eine hohle Konoide bildenden Schweifmaterie.
Alle diese Gründe führen also zu keiner Entscheidung. Aber was
hier eine sichere Folgerung aus Beobachtungen noch mehr erschweren
muss, ist, dass die Kometen auch ganz unabhängig von A und r zu-
weilen sehr bedeutende Veränderungen in ihrer Lichtstärke zeigen. Ich
habe davon Spuren bei vielen Kometen, die ich entweder selbst gesehen,
oder davon ich die Beobachtungen Anderer näher untersucht habe, be-
merkt, aber ganz auffallende und evidente Beweise darüber vorzüg-
lich bei dem ersten Kometen von 1780 gefunden. Diese verdienen näher
angeführt zu werden. Doch vorher eine kleine Anmerkung.
Wenn man aus den Beobachtungen eines Kometen Betrachtungen
über die Natur desselben anstellen, oder das, was man selbst oder Andere
an diesen Weltkörpern bemerkt hat, richtig beurtheilen will, so ist es
fast immer nöthig, den Abstand des Kometen von der Erde und Sonne
zu kennen. Nun wäre es zu wünschen, dass die Astronomen, die die
Bahn des Kometen und aus den gefundenen Elementen wieder die geo-
centrischen Oerter für die Beobachtungen berechnen, auch immer die
ihnen so leichte Mühe übernehmen möchten, bei einer genügenden An-
zahl der letzteren zugleich die Distanzen des Kometen von Erde und
Sonne anzugeben, um so denen, die über das Physische bei den Kometen
nachdenken wollen, die Uebersicht zu erleichtern. Da dies noch oft
vernachlässigt wird und vernachlässigt worden ist, so muss man gewöhn-
lich diese Abstände selbst suchen. Den Abstand des Kometen von der
Sonne = r findet man am bequemsten auf die gewöhnliche Weise, indem
man aus der gegebenen Zeit der Sonnennäiie und der Beobachtung, und
aus dem kleinsten Abstand des Kometen = -t die wahre Anomalie = 9'
durch eine der vielen zu diesem Zweck gegebenen Tafeln sucht; denn
damit hat man sogleich
n
1 cos \(p^
7. Einige Bemerkungen über das Licht iler Kometen.
119
In Baeker's ursprünglicher Tafel findet man neben jedem (p auch
den log l/cos|99", eine Bequemlichkeit, die man, ich glaube mit Un-
recht, den neueren Ausgaben dieser Tafel entzogen hat.
Ist dann q der Winkel zwischen dem Perihelium und dem Knoten,
i die Neigung der Bahn, ß die beobachtete geocentrische Breite, A der
Abstand des Kometen von der Erde, so ist
r sin i sin (93 — rj)
A =
sin ß
Allein oft hat man unmittelbar nicht die Länge und Breite, nur
die gerade Aufsteigung = a und die Abweichung = d des Kometen vor
sich. Dann suche man einen Hülfswinkel
fang d
tang y =
sin a
und es wird, wenn wir die Schiefe der Ekliptik = e setzen,
r sin i sin {cp — ri) sin 1/»
sin sm (1/^ •
Nach dieser Ausschweifung wieder
■^)
zu dem Kometen von 1780,
den Messier am 26. Oktober entdeckte. Hier eine kleine Tafel, nach
Mechäin's Elementen und obigen Formeln berechnet. Die äderte und
fünfte Spalte enthält die relative Lichtstärke des Kometen, diese am
26. Oktober = 1,000 gesetzt, die vierte, wenn man die Lichtstärke im
Verhältniss von h/A", die fünfte, wenn man sie im Yerhältniss von
wi/r^A" zu- und abnehmen lässt.
Abstand des
Abstand des
I. Lichtstärke
n. Lichtstärke
Zeit zu Paris
1780
Kometen von der
Kometen von der
n
m
Sonne
Erde
~A^
AV
Oktober 26.
17t
0,8767
1,1933
1,000
1.000
31.
le^h
0,9946
1,1883
1,017
0,790
November 5.
IBh
1,1086
1,1618
1,055
0,660
7.
ISiii
1,1524
1,1557
1,066
0,619
„ 13.
17*h
1,2788
1,1331
1,109
0,.521
„ 18.
ISik
1,3811
1,1175
1,140
0,459
„ 25.
\U^
1,5137
1,1036
1,169
0,392
„ 29.
ISih
1.5940
1,1014
1,174
0,3.53
Dezember 3.
12Jh
1,6626
1,1031
1,170
0,318
Vergleichen wir nun die hier berechneten Lichtstärken mit den
Erscheinungen, die der Komet den Beobachtern darbot, so wird sich
ein auffallender Kontrast zeigen. Am 26. Oktober, dem Tage der Ent-
deckung, konnte Messiek den Uchtschwachen Kometen noch nicht in
seinem gewöhnlichen Nachtfernrohr von 2 Fuss sehen. Am 31. Oktober
schien er an Lichtstärke zugenommen zu haben. Er war im Nacht-
J20 Abhaudlnngen.
ferurohr zu erkennen. Am 2. November hatte der Komet siclitbar au
Licht zugenommen. Der Kern war glänzender, der ihn umgebende Nebel
beträchtlicher. Am 4. November war der Komet lichtvoller, doch war er
noch nicht mit blossen Augen, aber sehr gut im Nachtfernrohr zu sehen.
Am 5. November musste der Komet noch mehr an Licht zugenommen
haben, weil man ihn auch bei starker Dämmerung gut im Fernrohr
sehen und beobachten konnte. Am 7. November war er eben mit blossen
Augen zuerkennen; der glänzende unbegrenzte Kern hatte 8", der Nebel
8' 24" im Durchmesser. Am 8. November war der Komet recht gut mit
blossen Augen zu sehen. Nachher fiel Mondschein ein, der über die Licht-
stärke des Kometen nicht urtlieilen Hess. Aber am 20. November, wie
der Mond nicht mehr hinderlich war, konnte man den Kometen nicht
mehr mit blossen Augen, selbst nicht mehr mit dem Nachtfernrohr er-
kennen. Am 2L November war seine Lichtstärke gerade wie am
26. Oktober; am 23. November hatte er viel an Licht verloren ; am
25. November war er sehr schwach. Am 28. November nur noch kaum
im grossen Achromat zu sehen, und mit dem 3. December musste aucli
MfxnAix, der den Kometen länger verfolgte als Messler, seine Beobach-
tungen aufgeben.
Hieraus ist klar, dass zwischen dem 26. Oktober und 29. November
eine grosse eigenthümliche Veränderung auf oder in dem Kometen
selbst vorging, die seine Lichtstärke auf eine ganz anormale Art so un-
gemein verstärkte. Nach dem gewöhnlichen, sonst bei den Kometen
Statt findenden Gesetz II hätte seine Lichtstärke vom 26. Oktober an
immer abnehmen sollen; hingegen nahm sie bis zum S. November so
stark zu, dass der Komet, den man vorher nicht einmal im Nachtfern-
rohr erblicken konnte, gut mit blossem Auge zu sehen war. Nach
der Hypothese I, die die Lichtstärke blos von dem Abstände des
Kometen von der Erde abhängen lässt, konnte diese freilich etwas
zunehmen, aber diese Zunahme ist so gering, dass sie unmöglicli den
Einfluss auf die Sichtbarkeit des Kometen haben konnte, den Messiee
bemerkte. Und warum nahm denn diese bessere Sichtbarkeit des Ko-
meten, wenn sie von seinem verminderten Abstand von der Erde her-
rührte, nach dem 20. November nicht noch immer zu? Nach dieser
Hypothese iiätte die Lichtstärke noch bis zum Anfange des December
wachsen, und erst dann ihr Maximum erreichen sollen. Allein schon
am 2L November war der Komet wieder so schwach wie am 26. Oktober
und nach dem 21. November nalnn sein Licht so schnell ab, dass er schon
mit dem Anfange des December völlig verscliwand. Dies Verschwinden
erklärt sich, wenn man annimmt, dass jene vorübergehende Lichtstärke
des Kometen blos aus einer eigenthünilichen, zufälligen, durch in ihm
oder auf ihn wirkende Naturkräfte, unahliäiigig von seiner Lage gegen
7. Einige Bemerkung-en über ilas Liclit der Kometen. 121
die Sonne, entstandenen Veränderung dieses Weltkörpers herrührte, die
mit dem"Ende des Novembers wieder aufhörte. Dann befolgte er wieder,
als wenn er blos durch zurückgeworfenes Sonnenlicht sichtbar sein
könnte, die gewöhnlichen Gesetze der Lichtstärke der Kometen, und
man wird sich nicht wundern, dass ein Komet nicht mehr sichtbar blieb,
der schon am 26. Oktober so schwach erschien, nachdem seine Licht-
stärke über drei Mal schwächer geworden war. A^'orin diese grosse,
im Kometen vorgehende Revolution bestand, wage ich nicht zu erklären,
und bemerke nur noch, dass der Komet bereits am 1. Oktober des
Morgens durch seine Sonnennähe gegangen war. Genug, dass auch die
Phänomene des Kometen von 1780, so sonderbar diese waren, die Hypo-
these eines eigenen Lichts der Kometen gar nicht begünstigen.
So zweifelhaft es aus dem Angeführten indessen auch zu sein
scheint, ob die Kometen eigenes oder geborgtes Licht haben, so gestehe
ich doch, dass ich noch immer geneigt bin anzunehmen, dass die Kometen
uns nicht durch eigenes, nur durch zurückgeworfenes Sonnenlicht sichtbar
sind. Stets habe ich gefunden, dass ihre Lichtstärke sich sehr nahe im
Verhältniss von mjA'r-, nicht in dem von ■« A" ändert. Und besonders
wird diese Meinung durch die Umstände bestätigt, unter welchen uns
Kometen verschwinden. Wären sie durch eigenes Licht sichtbar, so
könnten sie, in Abständen von der Sonne, wo die Einwirkung dieser
dies eigenthümliche Licht nicht merklich mehr verändern kann, bei
zunehmender Entfernung von der Erde zwar immer kleiner, aber nicht
blässer werden. Allein die Kometen verschwinden uns immer, weil sie
zu blass, nicht weil sie zu klein sind, und ich habe oft die Beobachtung
eines Kometen aufgeben müssen, dessen Nebel noch ein paar Minuten
im Durchmesser hatte. Höchst wahrscheinlich bleibt es also, dass die
Kometen an sich dunkle Körper sind, wenn sich dies gleich aus den
oben gegebenen Gründen nicht mit völliger Gewissheit behaupten lässt.
Auch lasse ich es dahin gestellt sein, ob sich bei starker Annäherung
zur Sonne selbstleuchtende Dünste aus einigen Kometen entwickeln,
die sich nachher wieder zerstreuen, oder zu leuchten aufhören. Den
Umstand wenigstens, dass mau einige Kometen, z. B. den von 1577
und 1744, bei hellem Tage mit blossem Auge gesehen hat, würde ich
noch nicht als einen Beweis dafür ansehen. — Die fortgesetzten Unter-
suchungen über die Polarisirung des Lichts lehren uns vielleicht künftig
ein Mittel, zurückgeworfenes Licht vom ursprünglichen sicher unter-
scheiden zu können.
Herr Dr. Olbees melrtet in dem, dieser Abhandlung beigelegten Schreiben noch
Folgendes;
In den Kalendern für Bremen ist die grosse, am 19. November d. J.
zu erwartende Sonnenfinsterniss sehr fehlerhaft berechnet. Ich habe
122 AbhancUmigen.
deswegen die Keclinung nach meinen bekannten Formeln, die hier grosse
Leichtigkeit und Bequemlichkeit gewähren, selbst vorgenommen. Die
Mondörter entlehnte ich aus der C. d. T., weil die Interpolation bei den
auch für Mittag angegebenen kürzer ist. Ich habe gefunden nach W. Z.
für Bremen: Anfang der Finsterniss 8 U. 53' 27" Morgens, Mittel
10 ü. 7' 58", Ende 11 U. 21' 16", Grösse 10 Zoll 51'. — Sie bemerken, dass
bis zum Jahre 1860 keine grössere Sonnenfinsterniss eintreffen werde.
Dies ist für Berlin sehr wahr, aber für Bremen nicht, wo wir schon
am 7. September 1820 eine viel grössere, nämlich eine ringförmige
Sonnenfinsterniss sehen werden.
Mit meinem Kometensucher sehe ich im Delphin einen kleinen Nebel-
fleck, dessen Ort ich aus mehreren Beobachtungen bestimmt habe für 1800:
Mittel ger. Aufst. = 306<* 5' 52", Nördl. Abw. = 6" 44' 10". Wahr-
scheinlich ist dieser Nebelfleck mit No. 20 Ihres grossen Verzeichnisses
(Herschel I, 103) einerlei, dessen dort nach Herschel angezeigte
Position also einer sehr merklichen Verbesserung bedarf.
8. Mars luul Al(lel)ara]i am 23. Februar 1801.
[Monatliche Korrespondenz, Bd. VHI, S. 293—311. Oktober 1803.]
Am 23. Februar 1801 Abends um 7 Uhr betrachtete ich den west-
lichen Theil des sehr heiteren gestirnten Himmels, und besonders zogen
Mar.s und Aldebaran, die nicht gar weit von einander in fast gleicher
Höhe standen, meine Aufmerksamkeit auf sich. Der Planet und der
Fixstern erschienen dem blossen Auge an Farbe, Lichtstärke und schein-
barer Grösse so gleich, dass man sie sehr genau betrachten und ver-
gleichen musste, um wahrzunehmen, dass Mars doch noch etwas grösser
und lichtstärker war, als das Ochsenauge. Hingegen wurde Mars sowohl
in der sclieinbaren Grösse, als Helligkeit offenbar von der östlichen
Schulter des Orion übertroffen, welcher Fixstern ebenfalls eine nicht
selir verschiedene Höhe hatte, und bei gleich rothem Lichte, wie Mars
und Aldebaran, zur Vergleichung sehr bequem war, und dem Auge ein
sicheres Urtheil erlaubte.
Das blosse Auge giebt weder von dem Planeten, noch von den
Fixsternen ein deutliches Bild. Obige Bemerkung beweist nur, dass zu
der angegebenen Zeit vom Mars eben so viel Liclit durch die Pupille
ins Auge kam, als es von einem Fixstern erhalten konnte, dessen schein-
bare Grösse zwischen die des Ochsenauges und des hellen Sterns der
Schulter des Orion fällt.
8. Mars imd Aldebarau am 23. Februar 1801. 123
Sowohl Aldebaran als a im Orion werden einstimmig für Sterne
erster Gnisse anerkannt. Freilich sind die Sterne, die wir in diese
Klasse setzen, nocli von sehr verschiedener Lichtstärke, und Sirius mag
z. B. vier Mal mehr Licht haben, als Regulus. Allein so viel giebt doch
jene Bemerkung, dass Mars am 23. Februar 1801 gerade so viel Licht
hatte, als ein Stern, den wir unstreitig zur ersten Klasse rechnen würden,
uud dies mit einer Genauigkeit und Zuverlässigkeit, da man ihn mit
zwei Sternen erster Grösse vergleichen konnte, zwischen deren Licht-
stärke die seinige das Mittel hielt.
Wir kennen bis auf eine kleine Ungewissheit die wahre Grösse
des Mars und wissen auch seine Lage gegen Erde und Sonne und seinen
Abstand von beiden für den 23. Februar 1801 anzugeben. Damit würde
sich nach den Regeln der Photometrie das Verhältniss seiner schein-
baren Lichtstärke an diesem Abend zur Lichtstärke der Sonne berechnen
lassen, wenn nicht noch ein einziges Element in der Rechnung un-
bekannt wäre. Dies ist nämlich das, was Lambert und Karsten die
Weisse (Älbedo) des Planeten nennen : nämlich das Verhältniss, in welchem
seine Oberfläche die auf sie fallenden Strahlen zurückwirft oder ver-
schluckt. AVäre demnach diese Älbedo des Mars bekannt, so würden
wir auch das Verhältniss der Lichtstärke eines Fixsterns erster Grösse
zur Lichtstärke der Sonne finden; und das könnte für den scheinbaren
Halbmesser, den Abstand, die Parallaxe der Fixsterne allei'lei wahr-
scheinliche Folgerungen geben.
Diese Weisse des Mars lässt sich indessen vielleicht einigermaassen
schätzen, und wirklich hat schon Lambert auf eine ähnliche Art die
Fixsterne mit der Sonne verglichen, aber nicht so, dass er eine be-
stimmte Erfahrung, wie hier zum Grunde liegt, sondern blos allgemein
voraussetzt, ein Planet sei bei seiner Opposition, Konjunktion, oder
grössten Digression einem Fixstern an scheinbarer Lichtstärke gleich.
Zudem gebraucht er für die scheinbaren Halbmesser der Planeten zum
Theil sehr fehlerhafte Angaben, und so giebt seine kleine Tabelle für
den Abstand und scheinbaren Durchmesser der Fixsterne sehr verschie-
dene und ungleiche Grössen.
Es schien mir der Mühe werth zu sein, zu untersuchen, was sich
aus unserer bestimmten Erfahrung etwa über diesen Gegenstand folgern
lassen würde. Da wir über den Abstand und den scheinbaren Durch-
messer der Fixsterne noch so wenig Zuverlässiges wissen, da uns hier
Geometrie und unsere Instrumente verlassen, da ihre Parallaxe und ihr
scheinbarer Durchmesser sich wegen ihrer gar zu geringen Grösse unserer
Beobachtung entziehen, und wir höchstens nur wissen, dass erstere nicht
wohl grösser sein kann, als ein oder zwei Sekunden, ohne im geringsten
bestimmen zu können, um wie viel sie kleiner ist: so dünkt mich, ist
1 24^ Abhandlnugen.
jeder Versuch interessant, der unsere schwankenden Begriffe hierüber
einigermaassen berichtigen kann.
Es sei demnach die eigenthümliche Klarheit unserer Sonne = 1, ihr
scheinbarer Halbmesser in der mittleren Entfernung von der Erde, die
wir gleichfalls = 1 setzen, = S, so lässt sich die Menge des Lichts, die
bei gleich offener Pupille, als womit Mars betrachtet ^^Tirde, von der
Sonne ins Auge fallen würde, durch sin^S ausdrücken. Ferner sei in
dem Triangel zwischen Sonne, Mars und Erde das Komplement des
Winkels am Mars zu ISO" =^ v, die Weisse des Mars = A, der schein-
bare Halbmesser der Sonne, aus dem Mars gesehen, = q', der schein-
bare Halbmesser des Mars, von der Erde gesehen, = a, so ist die Licht-
stärke des Mars
2 (sin V — V cos v)
Sn
Ä sin'-o' sin'-a.
Ist hingegen der scheinbare Halbmesser des Fixsterns = s, das Ver-
hältniss seiner eigenthümlichen Klarheit zur Klarheit der Sonne = m : 1.
so ist die scheinbare Lichtstärke des Fixsterns = w? sin'-s. Da nun
die Lichtstärke des Fixsterns und des Mars gleich schienen, so erhalten
wir die Gleichung
. ., 2 (sin i) — i» cos d) . . „ , . ,
m sin •^ s = — ^^ 5— ■ A sm- q sm- a.
w- 11 A T-" 2 (sin i' — f cos r) --
\\ir wollen der Kurze wegen ^ 5 ^= M. setzen, terner
OTT
mag « den Abstand des Mars von der Sonne bedeuten, so ist p' = —
a
und die Lichtstärke des Fixsterns, die ich *; nennen will,
M . A-iSxi- S %\Vl" a
1] = m sin's :
rt-
oder das Verhältniss der Lichtstärke des Fixsterns zur Lichtstärke
der Sonne
»; M.A sin-a
siiM "~ o"-
und der scheinbaie Halbmesser des Fixsterns
o sin S~t Im .A
s= 1/ .
arm
und, wenn wir annehmen, der wahre Durchmesser des Fixsterns sei zum
wahren Durchmesser unserer Sonne wie n : \, so ist der Abstand des
Fixsterns
X
na 1 / in
~~sino V M.A'
8. Mars uml Aldebarau am 23. Februar 1801. 125
In diesen Formeln für t], S und x kommen noch drei unbekannte Grössen,
m, n und A vor. Allein obgleich die Sonnen, die wir als Fixsterne
erster Grössen sehen, in Ansehung ihrer eigenthüralichen Klarheit und
ihres wahren Durclimessers sowohl unter sich, als von unserer Sonne
sehr verschieden sein mögen, so können wir doch hier in und w == 1
setzen, oder annehmen, dass einer der Fixsterne, denen Mars am
23. Februar gleich schien, auch von unserer Sonne nicht merklich an
eigenthümlicher Klarheit und Grösse verschieden gewesen sei.
Aber A müssen wir einigermaassen zu bestimmen suchen. Für Blei-
weiss fand Lambeet ä=^ f und eben denselben Werth Botjguee für
Gips, oder diese so äussei'st weissen Substanzen warfen doch nur f des
auf sie fallenden Lichts zurück. Dies kann man gewissermaassen als
das Maximum der Älbedo ansehen; doch halte ich frisch gefallenen
Schnee noch für beträchtlich weisser. Allein, welchen mittleren Grad
von Weisse sollen wir für einen Planeten, dessen Oberfläche aus so
ungleichartigen Theilen besteht, und für den seine Atmosphäre so sehr
in Betrachtung kommt, annehmen? Lambert findet, aus wahrscheinlichen
Gründen, A für unsere Erde, als Planet betrachtet, = l- (Photom. § 1072),
für den Mond ist A beträchtlich grösser, welches die vielen nackten
weissen Felsen des Mondes verursachen mögen. Setzt man für den
Mond A = \, so wird }j : sin - S, oder das Verhältniss der Lichtstärke
des Vollmonds zur Lichtstärke der Sonne, = (Lambert § 4048),
und wenn wir A = l- annehmen, >; : sin'- S = CKaesten, P/<ofo-
O t 1 LtO i
meirie, p. 536). Nun aber fand BorGVER (Lih. I. Sekt. II, Art. XI) durch
wirkliche Erfahrung, in vier verhältnissmässig sehr gut übereinstimmenden
Versuchen,
. ■ a o_ ^ 1 1 1
''■^^'^ 256 289' 284 089' 331776' 302 500'
Die mittlere Weisse des Mondes wird also etwa = | sein, und da-
mit müssen, wenn wir die vielen dunklen Flecken in Betrachtung ziehen,
die Felsen, Klippen und Gebirge des Monds zum Theil beinahe so weiss
sein als Gips. Eine vielleicht noch grössere Albedo dürfte für den
glänzenden Jupiter und für die noch entfernteren Planeten anzunehmen
sein. Allein Mars ist unserer Erde in allem Betracht sehr ähnlich:
seine rothe Farbe deutet auf eine sehr merkliche Verminderung des
zurückgeworfenen Lichts; die im Jahr 1799 beobachtete weisse südliche
Polarzone, die wir vielleicht für so Licht zurückwerfend, als unseren
Schnee halten können, war so unverhältnissmässig glänzender, als der
übrige Körper, dass ich glaube, wir werden sehr wenig fehlen, wenn
wir hier mit Lambert A = i setzen.
126 Abhandlnngen. •—
Eine kleine Bemerkung wird diese Annahme noch mehr recht-
fertigen. Die Atmosphäre des Mars ist der Atmosphäre unserer Erde
sehr ähnlich. Nun wirft schon unsere Atmosphäre, wahrscheinlich auch
die Atmosphäre des Mars, -^ oder genauer ^ der auf sie fallenden
Strahlen zurück (Laitbeet, § 10721 A würde also für den Mars schon
= -jV sein, wenn sein Körper selbst gar keine Strahlen reflektirte. Da
aber von seiner Oberfläche noch viele Strahlen zurückgeworfen werden,
so muss also A für ihn beträchtlich grösser als -^ sein. Nach obiger
Vei'gleichung mit dem Monde wird man aber auch A viel kleiner als f
setzen müssen, und so kann der angenommene Werth, J. = |, nicht viel
von der Wahrheit verschieden sein. Doch ist er, wie wir nachher
sehen werden, noch wohl etwas zu gross, vielleicht weil die Mars-
Atmosphäre weniger Licht zurückwerfend, oder im Ganzen trüber ist,
als die Atmosphäre unserer Erde.
Nunmehr können wir also zur Berechnung selbst schreiten und
sehen, was aus jener Beobachtung für die Lichtstärke, den scheinbaren
Dui'chmesser, und den Abstand der Fixsterne folgt. Aus dem Berliner
Astronomischen Jahrbuch finde ich für den 23. Februar 1801, Abends
7 Uhr, mit der hier hinreichenden Genauigkeit
heliocentrische Länge des Mars . . = 3^ 11" U'
heliocentrische Breite = l" 28' nördl.
geocentrische Länge des Mars . . = 2^ 2" 58'
geocentrische Breite = 1*^ 50' nördl.
Länge der Sonne = 11^ 4° 43'
Abstand der Erde von der Sonne . = 0,990 09.
Damit ergiebt sich in dem Dreieck zwischen Erde, Sonne und Mars
der AMnkel am Mars = 38" 1'
sein Komplement zu 180" oder v . . . = 141" 59'
der Logarithmus des Abstands des Mars
von der Erde = log rf = 0,112 653
der Logarithmus des Abstands des Mars
von der Sonne = log a = 0,205 968 5.
In Ansehung des scheinbaren Durchmessers des Mars befinden wir uns
noch in einiger Ungewissheit. Nach des Oberamtmanns Schhötek sehr
sorgfältigen Messungen ist dieser scheinbare Durchmesser für die Ent-
fernung 1 = 9,91"; Hkrschei, findet nur 8,94". Der Unterschied be-
trägt -^ des Ganzen und hat auf das Resultat unserer Rechnung be-
deutenden Einfluss. Ich werde die Rechnung nach Sciikuter's Angabe
führen, aber immer bemerken, was aus IIkesciiel's Bestimmung des
Durchmessers folgt. Es ist demnach
4,955
8. Mars und Aldebarau am 23. Februar 1801. 127
und das giebt den log sin o = 5,267 963 5 — 10. Endlich noch in un-
serem Fall, da
, , 2 (sin V — L' cos v)
M= -^ ^
OJl
ist für V =141'^ 59', J/= 0,5443. Den scheinbaren Halbmesser der
Sonne in der mittleren Distanz nehme ich zu 16'0" an, Ä wird wie
oben = -f gesetzt.
Also zuerst das Verhältniss der Lichtstärke des Fixsterns zur
Lichtstärke der Sonne oder
T] M.A.sin'^a
sin-S
a-
giebt sich
durch
folgende Rechnung:
log M=
-- 9,735 838 3 -
-10
log 7 =
= 0,845 098
log 3/.. 4 =
= 8,890 740 8 —
-10
log sin-a =
= 0,535 927 —
9,426 667 3 —
-10
■20
log a~ =
= 0,411937
In^ '? -
= 9.01 4 730 .R —
- 90
^ sin-S -,— •"-" -"•
Also ist
-^ = 0,000 000 000 010 345. Oder es ist »; : sin*Ä= 1 : 96 665 100 000.
sin^Ä ' '
Nimmt man Heeschel's Bestimmung des Durchmessers des Mars an,
so wird »? : sin^S = 1 : 118 7 78 500 000.
Also ist die Lichtstärke der Sonne in ihrer mittleren Entfernung
97 000 Millionen, oder gar 119 000 Millionen Mal stärker, als die Licht-
stärke eines Fixsterns erster Grösse.
Für den scheinbaren Halbmesser des Fixsterns hatten wir die
Formel, wenn wir m ^ 1 setzen,
sin ö sin S,
Damit ist
Olli U ölil kj , /r^T: T-
Sin s = vM . Ä.
log ^^ = 7,462 779 9 — 10
a
log sin a = 5,267 963 5 - 10
log VMTJ = 9,445 370 1 — 10
log sins= 2,176 113 5 — 10
Giebt s = 0,003 094". Nach Heeschel würde man s = 0,002 792"
finden. (Dass ich hier auch bei so kleinen Bogen mit Sinus rechne,
J28 Abhaiidlmig-eii.
anstatt die Bogen selbst zu gebrauchen, geschieht der Bequemlichkeit
wegen, die mir Vega's Tafeln darbieten, wo die Sinus der ersten Minute
von yV zu -jV Sekunde berechnet sind.) Der scheinbare Halbmesser des
Aldebaran wird also nur y^^j-^ einer Sekunde betragen.
Endlich der Abstand x des Fixsterns von uns ergiebt sich, wenn
-^Ax sowohl m als n = \ setzen, durcli die Formel
X-
sin ö '^M . Ä
und nun ist
log sin o = 5,267 963 5 — 10
log VM. A = 9, 445 3701 — 10
log sin yWTI = 4.713 333 6 — 10
abgezogen von log a = 0,205 968 5
log X =T,492 634 9
oder a' = 310 9lO Halbmesser der Erdbahn, woraus sich die Parallaxe
für den Halbmesser der Erdbahn = 0,663", oder die ganze jährliche
Parallaxe = 1,326" leicht berechnen lässt. Nach Herschel würde
X = 344 643 Halbmesser der Erdbahn sein.
Auch von der Ungewissheit abgesehen, die der noch nicht sicher
bestimmte Durchmesser des Mars veranlasst, scheint es vielleicht beim
ersten Anblick, dass wir uns über die Grössen von ^1, m und n so
viel willkürliche Voraussetzungen erlaubt haben, dass die Resultate
unserer Rechnung nur sehr unsicher sein müssen. Es wird der Mühe
werth sein, dies etwas genauer zu untersuchen.
Bei dem Verhältniss );: Sin'- 6' kann die berechnete Zahl in so fern
ungewiss sein, als in dem angenommenen AVerth von -1 = 4 noch eine
Ungewissheit ist; und gerade auf dies Verhältniss hat der Werth von A
den grössten Einfluss. Aber nach den angeführten Gründen glaube ich
doch nicht, dass A kleiner als ^ sein kann, und dann wiid jenes Ver-
hältniss um den siebenten Tbeil vergrössert. Immer wird man also be-
haupten können, dass Fixsterne, die nns so gross oder so glänzend
scheinen, als Aldebaran oder die Schulter des Orion 100 OOO Millionen
Mal bis 130 000 Millionen Mal weniger Lichtstärke haben, als unsere
Sonne.
Der scheinbare Halbmesser des Aldebaran ist zu 0,003 094" oder
0,002 792" berechnet worden, und auf diese Angabe hat sowohl A als ni
JMnfluss; allein von beiden kommen nur die Quadratwurzeln in Rech-
nung. Wäre ,1 statt | nur i, so würde dieser sclieinbare Halbmesser
im Verhältniss von 1 : 0,935 vermindert werden. Zweitens hängt dieser
Halbmesser von m oder dem Verhältniss der eigenthümlichen Klarheit
des Fixsterns zur Klarheit unserer Sonne ab, und er verhält sich um-
8. Mars und Aldebarau am 23. Febniar 1801. 129
gekehrt, wie die Quadratwurzel von m. Ich finde es sehr wahrschein-
lich, dass die mit röthlichem Licht schimmernden Fixsterne weniger
eigenthümliche Klarheit haben, als unsere Sonne, und dass nicht blos
wegen seines geringeren Abstandes, oder seines grösseren Körpers, sondern
auch wegen seiner gelbgrünen Farbe Sirius einen so vorzüglichen Glanz
zeige, da Heeschel gefunden hat, dass die gelben und grünen Strahlen
die stärkste Erleuchtung geben. Allein die Intension des Lichts unserer
Sonne ist ungeheuer gross. Jedes Theilehen ihrer leuchtenden Ober-
fläche hat über 150 000 Mal mehr Licht, als ein gleich grosses Theilehen
unserer gewöhnlichen Kerzenflammen. Und so kann die eigenthümliche
Klarheit der Sonne, die wir Aldebaran nennen, von derjenigen, die
unsere Sonne hat, arithmetisch, wenn ich so sagen darf, sehr verschieden
sein, ohne dass das Verhältniss m : 1 von dem 1 : 1 auf eine für das
Kesultat unserer Eeclinung sehr merkliche Art abweicht. Aldebaran
müsste ^'ier Mal weniger eigenthümliche Klarheit haben, als unsere Sonne,
wenn sein scheinbarer Durchmesser wirklich doppelt so gross sein sollte,
als wir ihn berechnet haben.')
Bei dem Abstände des Aldebaran kommt noch ausser VJ^ und Vm,
auch n, oder das Verhältniss seines ^\'ahren Durchmessers zum Durch-
messer unserer Sonne als Koefficient vor. Gewiss sind die Sonnen, die
uns hier als Fixsterne erscheinen, von sehr verschiedenem wahren Durch-
messer, und so kann die Photometrie nie den wahren Abstand eines
jeden bestimmen. Aber überhaupt giebt sie uns doch von dem Abstände
der Fixsterne einen bestimmteren Begriff, und wir können aus obiger Er-
fahrung so viel folgern: Wenn unsere Sonne uns so klein und von
gleichem Lichte wie Aldebaran erscheinen soll, so muss sie 311 000 oder
344 000 Mal weiter von uns entfernt sein, als sie jetzt ist, und diese
Entfernung ist wegen der Ungewissheit, w-orin wir wegen Ä sind, etwa
um ^ ungewiss.
Immer hatten die Copernikaner einige Mühe, sich selbst darüber
zu beruhigen und ihren Gegnern eine genugthuende Antwort zu geben,
wenn diese ihnen vorwarfen, dass die Fixsterne keine jährliche Parallaxe
zeigten, die sie im C'opernikanischen System nothwendig haben mussten.
Es fiel der Einbildungskraft schwer, die Fixsterne für so entfernt an-
zunehmen, dass selbst der Durchmesser der ganzen Erdbahn gegen diese
Entfernung verschwinden oder unendlich klein werden sollte. Die Ant-
wort der Copernikaner: „Die Fixsterne sind in dieser ungeheueren Ent-
fernung, weil sie keine jährliche Parallaxe zeigen", konnte also eigent-
') Dr. Herschel hat in seinem Teleskop den scheinbaren Durchmesser des
Aldebaran mit 460 maliger Vergrösseruug 1" 46'", und mit 932 maliger Vergrösserung
1" 12'" gemessen. Man sieht also, dass Irradiation und AbeiTation der Lichtstrahlen
das Bild des Sterns im Teleskop 200 bis 250 Mal im Dm-chmesser vergrösserten.
Olbers 1 9
130 Abliaiullungren.
licli nur für diejenigen überzeug-eud oder befriedigend sein, die das
Copernikanische System aus anderen Gründen schon für walir hielten.
Freilich sind diese anderen Gründe jetzt schon zur völligen Evidenz
gebracht. Aber hier zeigt doch auch der Photometer: .."\Mrklich sind
die Fixsterne so weit von uns entfernt, dass .sie auch im Copernikanischen
System keine merkliche Parallaxe haben können."
Ausser dem Mars können unter den älteren Planeten nur noch
Saturn und Uranio-- mit Fixsternen in Ansehung ihrer Lichtstärke ver-
glichen werden; denn alle übrigen übertreffen die Fixsterne erster Grösse
bei weitem an Glanz. Selbst Saturn übertrifft, so lange sein Ring be-
trächtlich breiter scheint, die meisten Fixsterne erster Grösse an Licht.
Im März 1801 war er noch viel heller als Procyon. Allein im Januar 1803
war sein Ring fast verschwunden. Am 25. Januar 1803 fand ich seine
Lichtstärke viel grösser als die des Regulus. obgleich Regulns viel
höher stand. Sehr gleich schien sie mir aber der des Procvon zu sein,
mit dem Saturn fast in gleicher Höhe war, uud offenbar wurde sie von
der Lichtstärke des noch niedriger stehenden Arcturus übertroffen. Sa-
turn hatte also am 25. Januar 1803 so viel Lichtstärke als ein Stern
erster Grösse. Wir kennen die Beschaffenheit der Gbertläche und der
Atmosphäre dieses entfernten Planeten durchaus nicht, und können also
seine Albcdo nicht, wie beim Mars, schätzen, .\llein eine Vergleichung
dieser Beobachtung mit jener über den Mars wird zeigen, dass die
Weisse des Saturn sehr gross ist und der des Gipses oder Bleiweisses
nichts nachgiebt. Wenn ich den Durchmesser des Saturn mit La Lande
in der P'ntfornung 1 = 171,71" setze, so finde ich für den 25. .Januar 1803
seinen scheinbaren Durchmesser = 19,788", den Logarithmus seines Ab-
standes von der Erde = 0,938 393 2, den Logarithmus seines Abstandes
von der Sonne = 0.972 851 9. Mist hier = |. Setzt man nun J. = |,
so wird X = 378 972, oder unsere Sonne müsstc, um uns eben so gross
und lichtstark auszusehen, wie Procyon 378 972 Mal weiter von uns
sein, als sie jetzt ist. Dies übertrifft noch den Werth von x, den wir
üben durch den Mars bei Voraussetzung seiner Weisse == 4 fanden, und
so kann die Weisse des Saturn niclit wohl kleiner sein als ^, oder die
des Gipses.
Diese ausnehniPiidc Weisse des oberen Planeten wird auch durch
den so vorzüglichen Glanz des Jupiter, besonders aber auch durch den
Uranus bestätigt. Uranus war im März 1801 sehr merklich heller als
Flammsteed's »1, dem er am nächsten stand, also gewiss so hell,
wo nicht heller, als ein Stern sechster Grösse. Nehmen wir nun
a =-- 18,3, o = 2,1" und die Albedo des Uranus = |, so wird x, oder
die Distanz unserer Sonne, um eben .so viel Lichtstärke zu haben als
Uranus oder ein Stern sechster Grösse = 3 480 340 Halbmesser der
8. Mars mi<l Aklebarau am 28. Februar 1801. 131
Erdbahn. Dies ist zehn Mal mehr, als wir durch Mars für die Sterne
erster Grösse gefunden hatten. Eigentlich sollten die Fixsterne sechster
Grösse im Mittel nur sechs Mal weiter von uns entfernt sein, als die
der ersten Grösse. Aber die Klassen der Sterne sind nicht so genau
bestimmt, auch ihrer Natur nach nicht so genau bestimmbar: es muss
den Distanzen für jede Klasse eine gewisse Ausdehnung gegeben werden,
und diese ist arithmetisch betrachtet bei kleinen Sternen grösser. So
können im Mittel die Sterne, die wir zur sechsten Grösse rechnen, wohl
zehn Mal weiter entfernt sein, als die Sterne erster Grösse. Aber
kleiner als f wird man doch die Älbedo des Uranus nicht wohl voraus-
setzen können.
Wenn wir für die Venus Ä = 1 beibehalten, und in der Formel
r] M . A .sin^a
für die halb erleuchtete Venus
M= 0,2122, ö = 12", a = 0,723
setzen, so wird
»/:sin-Ä= 1:5094 684000,
oder die Sonne hat 5100 Millionen Mal mehr Licht als die halb er-
leuchtete Venus. Venus ist demnach in ihren grössten Digressionen
so glanzvoll wie 19 oder 23 Sterne von der Grösse des Aldebaran. Setzen
wir nun die Lichtstärke des Vollmonds = L, und diese 300 000 Mal
schwächer als die Lichtstärke der Sonne, so ist
i]:L=l: 16982,
oder der Vollmond hat noch fast 17 000 Mal mehr Lichtstärke als die
halb erleuchtete Venus. Allein, wenn der Mond nur 50" von der Sonne
entfernt ist, so ist die Lichtstärke seiner Phasis nur 0,0652 der Licht-
stärke des Vollmonds, oder sie wird nur 1108 Mal grösser sein als die
der Venus. Ja! auch dies Verhältniss könnte noch merklich geringer
ausfallen, wenn die Albedo der Venus grösser ist als |, und die Albedo
des Mondes kleiner als )f wäre, wie Lambert sich anzunehmen berech-
tigt glaubt.') Es scheint mir also gar nicht unmöglich, die Lichtstärke
der Venus durch irgend eine Vorrichtung, z. B. durch Brenngläser oder
Brennspiegel unmittelbar durch Versuche mit der Lichtstärke des Mondes
zu vergleichen. Vefms lässt sich dann wieder mit Jiqnter, und so mit
den übrigen Planeten und Fixsternen vergleichen, wobei der KöHLEE'sche
Photometer, wenn man ihn mit einem schicklichen Dampfglase verbindet,
gute Dienste leisten wird. Das Verhältniss der Lichtstärke des Mondes
') Auch hat Venus einige Zeit nach ihrer grössten östlichen imd vor ihrer grössten
westlichen Ausweichung noch eine grössere Lichtstärke, als wenn sie halb erleuchtet ist.
9*
J32 Abhaiidlnugen.
zur Sonne hat Borcin:K, wie ich angeführt habe, durch Versuche be-
stimmt; diese Versuche lassen sich wiederholen und vervielfältigen, und
so werden wir dies Verhältniss mit einiger Genauigkeit wissen können.
Auf diese Art würden wir die Älbedo eines jeden Planeten erfahren,
und dann könnte uns die Photometrie noch viel, sehr viel, über die
Beschaffenheit der Oberliächen der Planeten, über die Distanz der Fix-
sterne, und andere Gegenstände des Weltgebäudes lehren, über die wir
sonst Avahrscheinlich immer im Ungewissen bleiben werden.
Die Photometrie hat das Glück gehabt, von zwei ganz vorzüglichen
genievollen Männern, Bouguee und Lambert, bearbeitet zu werden, und
ist dadurch zu einem hohen Grade von Vollkommenheit gebracht worden.
Es wäre sehr zu wünschen, dass man sie noch mehr auf die Astronomie
anzuwenden suchte, und die dazu erforderlichen, freilich mühsamen Ver-
suche mit gehöriger Sorgfalt und Genauigkeit anstellte.
Ceres hatte bei ihrer Opposition im März 1802 bei weitem nicht
die Lichtstärke des Uranus. Ich will das Verhältniss ihrer Lichtstärken
= 1 : m setzen. Ist nun A die Albedo, o der scheinbare Halbmesser,
a der Abstand des Uranus von der Sonne und bedeutet A', a', a', eben
dies für die Ceres, so ist
J. sin- o mA' sin-a
Also
, a' sino 1 / A
sin o' = 1/ — jj ■
a V mA
Höchst wahrscheinlich ist A > A', allein da auch m > 1 ist, so kann
vielleicht der Werth ^■oll 1/ — 77 sehr nahe = 1 sein, wenigstens wird
r mA °
er nicht leicht grösser sein. Dann aber ist
, a'a
a
Setzen wir nun a = 18,3, a' = 2,57 und a oder den scheinbaren Halb-
messer des Uranus, der seiner Opposition gleichfalls nahe war, = 2,2",
so wird
o = j'g^3 X 2,2" = 0,309".
Man sieht also, dass auch photometrische Betrachtungen den scheinbaren
Durchmesser der neuen Planeten sehr klein geben.
Ceres zeigt von einem Abend zum anderen grosse Veränderungen
in ihrer Lichtstärke, die den meisten sie beobachtenden Astronomen
aufgefallen sind. Auch Pallas scheint einem ähnlichen temporären Licht-
wechsel unterworfen zu sein; nur ist dieser nicht so gross als bei der
9. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums. 133
Ceres. Allein im Ganzen war Pallas im April 1802 beträchtlich licht-
schwächer als Ceres, ob sie gleich der Sonne und der Erde etwas näher
war. Der scheinbare und wahre Durchmesser der Pallas muss also
merklich kleiner sein, als derjenige der Ceres, oder ihre Älbedo muss
geringer sein.
Uebrigens wird die Vergleichung der Lichtstärke dieser kleinen
Planeten mit kleinen Fixsternen, das ist, die etwas genauere Bestimmung
der Zeit, da sie Sternen zehnter, neunter, achter und siebenter Grösse
gleich sind, uns noch vielleicht einige interessante Folgerungen über
die Anordnung unseres Fixsternsystems darbieten.
9. Ueber die Durclisiclitigkeit des Welti-aiuns.
Unterm 7. Mai 1823 eingesandt.
[.istronoraisches Jabibiuli für 1S28, S. 110—121.]
Uebersetzuug: The Edinburgh new Philosoph. Jourual cond. by Robert JamesOD, Vol. I, S. 1-11. Apr.-Okt. 1826.
Uebersetzung : Bibliotheque universelle des soiences et arts. Tome 31, S. 102. Genöve. Februar 1826.
Gross und klein im Räume sind freilich nur relative Begriffe, und
wir können uns Geschöpfe denken, für die ein Sandkorn so gross ist,
als für uns die ganze Erde; so wie im Gegentheil eine andere Ordnung
der Dinge, in der Körper, die die Grösse ganzer Planeten und Sonnen
übertreffen, nur das sind, was uns die kleinsten Sandkörner zu sein
scheinen. Aber eben deswegen bleibt es dem Menschen natürlich, die
Grösse oder Kleinheit einer Sache, nach einem Maassstabe zu beurtheilen,
bei dem mittelbarer oder unmittelbarer Weise die Grösse seines eigenen
Körpers und seiner damit verglichenen nächsten Umgebungen zum Grunde
liegt. Nur nach einem solchen Maassstabe schätzt der Mensch die Grösse
der Dinge, und so muss er mit staunender Bewunderung die ungeheueren
Dimensionen desjenigen Theils des grossen Weltalls betrachten, der sich
nach und nach seinem immer stärker bewaffneten Auge aufschliesst.
Schon der Abstand der Sonne von unserer Erde ist so gross, dass man,
um sich diese Grösse begreiflicher zu machen, versucht hat, die Zeit
zu bereclinen, die eine Kanonenkugel gebrauchen würde, den weiten
Raum zu durchfliegen! Aber dann ist jeder Fixstern eine Sonne, und der
nächste dieser Fixsterne in einer solchen Ferne von uns, dass dagegen
der Abstand der Erde von unserer Sonne fast gänzlich verschwindet!
Eine grosse Menge solcher Fixsterne sehr verschiedener Grösse zeigt
sich unserem blossen Auge vom blitzenden Sirius bis zu den Sternen
134 Abhanilliiugeii.
sechster oder siebenter Grösse, deren Dasein das schärfste Auge bei
der heitersten Xaclit nur nocli kaum ahndet. Viele dieser kleineu Sterne
mögen an sich kleiner sein, als die grösser erscheinenden: aber die
meisten erscheinen uns doch nur deswegen so viel kleiner, weil sie so
viel weiter entfernt sind, und so sehen wir schon mit blossem Auge
Sterne, die zwölf bis fünfzehn Mal weiter von uns abstehen, als die
Sterne erster Grösse. Durch Feniröhre werden uns immer mehr und
immer kleinere Fixsterne sichtbar, je vollkommener diese Werkzeuge
sind; und unsere Vernunft muss zugeben, so schwer es der Einbildungs-
kraft auch fällt, sich so grosse Abstände und Räume noch deutlich vor-
zustellen, dass Herschel mit seinen Riesenteleskopen noch Gegenstände
am Himmel erblickte, die 1500, ja einige tausend Mal weiter von uns
entfernt sind, als Sirius oder Ardurns.
Aber ist damit der Scharfblick des nun verewigten Herschel's
den Grenzen des Weltalls nahe, oder auch nur merklich näher gekommen?
^^'er kann dies glauben? Ist der Raum nicht unendlich? Lassen sich
Grenzen desselben denken? Und ist es denkbar, dass die schaffende
Allmacht diesen unendlichen Raum leer gelassen haben sollte? Ich will
den grossen Kant statt meiner sprechen lassen: ,,Wo wird die Schöpfung
selbst aufliören?" sagt Kant. „Man merkt wohl, dass, um sie in einem
Verhältniss mit der Macht des unendlichen Wesens zu denken, sie gar
keine Grenzen haben muss. Jlan kommt der Unendlichkeit der Sehöitfungs-
kraft Gottes nicht näher, wenn man den Raum ihrer Otlenbarung in
eine Sphäre, mit dem Radius der Milchstrasse beschrieben, einschliesst,
als wenn man ihn in eine Kugel beschränken will, die einen Zoll im
Durchmesser hat. Alles, was endlich ist, was seine Schranken und
sein bestimmtes Verhältniss zur Einheit hat, ist von dem Unendlichen
gleich weit entfernt. Nun wäre es ungereimt, die Gottheit mit einem
unendlich kleinen Theil ihres schüiiferischen Vermögens in Wirksamkeit
zu versetzen, und ihre unendliche Kraft, den Scliatz einer wahren Un-
ermesslichkeit von Naturen und \\ citen unthätig und in einem ewigen
Mangel von Ausübung verschlossen zu denken. Ist es nicht vielnieln-
anständig, oder besser zu sagen, nothwendig, den Inbegritf der Schöi)fung
also anzustellen, als er sein muss, um ein Zeugniss von derjenigen Macht
abzugeben, die durch keinen Maassstab kann abgemessen werden? Aus
diesem Grunde ist das Feld der Offenbarung göttlicher Eigenschaften
eben so unendlich, als diese selber sind. Die Ewigkeit ist nicht hin-
länglich, die Zeugnisse des höchsten Wesens zu fassen, wenn sie nicht
mit der Unendlichkeit des Raumes verbunden wird."
Soweit K.vNT. Es bleibt also höchst wahrscheinlich, dass nicht blos
der Theil des Raumes, den unser auch noch so stark bewaffnetes Auge
übersehen hat, oder übersehen kann, sondern der ganze unendliche Raum
9. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums. 135
mit Sonnen und ihren Gefolgen von Planeten und Kometen besetzt ist.
Icli sag-e höchst wahrscheinlich. Gewissheit kann uns unsere beschränkte
Vernunft nicht geben. Es könnten andere Stellen des Raums ganz
andere Schöpfungen enthalten, als Sonnen, Planeten, Kometen und Licht-
stoffe, Schöpfungen, von denen wir vielleicht gar keinen Begriff haben
können. Halley hat freilich einen Beweis für die unendliche Menge
der Sonnen zu führen gesucht. „Wäre ihre Menge nicht unendlich,"
sagt er, „so würde sich in dem Baum, den sie einnehmen, ein Punkt
als der allgemeine Schwerpunkt finden, und gegen diesen müssten sich
alle Weltkörper mit nach und nach beschleunigter Bewegung stürzen,
und also zusammenfallen. Nur weil der Weltbau unendlich ist, bleibt
Alles im Gleichgewicht und kann sich erhalten." Hallet hat blos an
die Schwerkraft, nicht an Wurfkräfte gedacht. Auch unser Planeten-
sj'stem würde ja nicht mit der Sonne zusammenfallen, wenn auch gar
keine Fixsterne vorhanden wären, wenn es auch ganz isolirt im Welt-
raum existirte; und dass Wurfkräfte unter den Fixsternen wirksam
sind, scheint ihre eigene Bewegung zu zeigen. Dies wird schon hin-
reichen, das Unstatthafte des HALLEY'schen Beweises zu erweisen, gegen
den sich auch sonst noch viel erinnern Hesse.
Allein, wenngleich Halley's Beweis nicht gelten kann, so wird
es uns doch höchst wahrscheinlich bleiben, dass die schöne Ordnung,
die wir, so weit unsere Sehkraft irgend reicht, wahrnehmen, auch durch
den ganzen unendlichen Raum fortgesetzt sei, und wir haben nur zu
untersuchen, ob andere Gründe diese Annalime verwerflich machen. Da
zeigt sich nun gleich ein sehr wichtiger Einwurf. Sind wirklich im
ganzen unendlichen Raum Sonnen vorhanden, sie mögen nun in ungefähr
gleichen Abständen von einander, oder in Milchstrassen-Systerae ver-
theilt sein, so wird ihre Menge unendlich, und da müsste der ganze
Himmel eben so hell sein wie die Sonne. Denn jede Linie, die ich mir
von unserem Auge gezogen denken kann, wird nothwendig auf irgend
einen Fixstern treffen, und also müsste uns jeder Punkt am Himmel
Fixsternlicht, also Sonnenlicht zusenden.
Wie sehr dies der Erfahrung widerspricht, braucht wohl nicht
gesagt zu werden. Hallet leugnet die Folgerung, dass bei einer
unendlichen Menge von Fixsternen der ganze Himmel so hell aussehen
müsse, wie die Sonne, aber aus ganz irrigen Gründen. Er verwechselt
und verwirrt offenbar scheinbare Grösse mit der wirklichen, und nur so
kann er herausbringen, dass die Zahl der Fixsterne zwar wie das Quadrat
ihrer Zwischenräume, aber wie das Biquadrat des Abstandes wachse.
Dies ist nun ganz irrig. Wenn wir die Fixsterne als gleichförmig im
Weltraum vertheilt voraussetzen, uns mit dem Radius = 1, oder gleich
der mittleren Distanz der Sterne erster Grösse eine Sphäre um unsere
1 36 Abliaudlnngeu.
Sonne beschrieben vorstellen, den Halbmesser jedes Fixsterns im Mittel
^ ö, und ihre Zahl in diesem Abstände n nennen, so werden sie uns
-7- vom Himmelsgewölbe bedecken. In dem Abstände ^2, ist der
4
scheinbare Durchmesser der Fixsterne ^.y, aber ihre Zahl =4». und
sie werden also wieder von der Sphäre , bedecken. So bedecken die
4
in jedem Abstände 1, 2, 3, 4, 5 ... w von uns befindlichen Fixsterne
gleich viel vom Himmelsgewölbe, und es wird
nd- , nö- , nd'^ , nd-
4- + ^ + ^ + ----=''^X
unendlich gross werden, wenn m unendlich gross ist, da , ? so klein es
4
auch ist, doch immer eine endliche Grösse bleibt. So wird also nicht
blos das ganze llimnielsgewölbe von den Sternen bedeckt, sondern sie
müssen noch hinter einander in unendlichen Reihen stehen und sich
unter einander wieder verdecken. Es ist klar, dass derselbe Schluss
Statt findet, wenn die Fixsterne nicht gleichförmig im Eaume, sondern
in einzelne Systeme mit grossen Zwischenräumen vertheilt sind.
Wohl uns! dass doch die Natur die Sache anders eingerichtet hat;
wohl uns! dass nicht jeder Punkt des Himmelsgewölbes Sonnenliclit auf
die Erde herabsendet. Die unerträgliche Helligkeit, die alle Vergleiclmng
übersteigende Hitze, die dann herrschen würde, nicht einmal betrachtet
(denn für diese, wenn sie gleich über 00 000 Mal grösser sein würden,
als wir sie jetzt empfinden, hätte die schaö'ende Allmacht unsere Erde
und die auf ihr vorhandenen Organismen einrichten können), will ich
nur der höchst unvollkommenen Astronomie gedenken, die dann uns
Erdbewohnern noch möglich bleiben würde. Vom Fixsternhimmel würden
wir nichts wissen, unsere eigene Sonne nur mühsam an ihren Flecken
entdecken und blos den Mond und die Planeten als dunklere Scheiben
auf dem sonnenliellen Himnielsginnd unterscheiden. Die von dem ganzen
durchaus sonnenhellen Himmel bestrahlten Planeten würden nämlich
doch im Verhältniss ihrer grösseren oder kleineren Älbedo dunkler
erscheinen als der übrige Himmel.
Aber müssen wir denn deswegen die Unendliclikeit der Fixstern-
systeme verwerfen, weil uns der ganze Himmel nicht sonnenhell
erscheint? Müssen wir deswegen diese Fixsternsysteme nur auf eine kleine
Stelle des unendlichen Raumes beschränken? ■ — Keineswegs. Bei jener
Folgerung aus der unendlichen Menge der Fixsterne haben wir voraus-
gesetzt, da.ss der Weltraum absolut durchsichtig sei, oder dass Licht, aus
parallelen Strahlen bestehend, in jeder Entfernung vom strahlenden
9. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums. 137
Körper ganz ungeschwächt bleibe. Diese absolute Durchsichtigkeit des
Weltraumes ist nicht nur ganz unerwiesen, sondern auch ganz unwahr-
scheinlich. Wenn gleich die so dichten Planeten durchaus keinen merk-
lichen Widerstand in dem Weltraum leiden, so dürfen wir uns ihn doch
nicht ganz leer denken. Manches, was wir an Kometen und ihren
Schweifen wahrnehmen, scheint auf etwas Materielles im Weltraum hin-
zudeuten. Die sich nach und nach zerstreuende Schweifmaterie der
Kometen und der Stoff des Thierkreislichtes sind doch gewiss darin
vorhanden. Selbst wenn dieser Weltraum auch sonst ganz leer wäre,
müssen und können die sich durchkreuzenden Lichtstrahlen einen kleinen
Verlust bewirken. Dies scheint nicht nur a priori erweislich, mau mag
nun Newtox's oder Huygens" Hypothese über die Natur des Lichts
annehmen, sondern es wird auch durch die Vergleichung der Cassegeain'-
schen und GREGOEiANi'schen Teleskope und der relativen Dichtigkeit
des Lichts vor und hinter dem Brennpunkt sphärischer Spiegel bestätigt.')
Gewiss ist also der Weltraum nicht ganz absolut durchsichtig.
Aber es bedarf nur eines äusserst geringen Grades von Undurchsichtig-
keit, um jene, der Erfahrung so ganz widersprechende Folgerung aus
einer unendlichen Menge von Fixsternen, dass dann der ganze Himmel
uns Sonnenlicht zurücksenden müsse, völlig zu vernichten. Nehmen
wir zum Beispiel an, der Weltraum sei nur in dem Grade durchsichtig,
dass von 800 Strahlen, die Sirius ausstrahlt, 799 bis zu der Entfernung
gelangen, worin wir uns von ihm befinden, so wird schon dieser ganz
kleine Grad von Undurchsichtigkeit mehr als hinreichend sein, das un-
endlich ausgedehnte Fixsternsystem uns so erscheinen zu lassen, wie
wir es wirklich sehen. Da aus allen Punkten der Oberfläche leuch-
tender Körper Lichtstrahlen in jeder Richtung ausströmen, so können
wir uns dieses Licht in einzelne, aus unter sich parallelen Strahlen ge-
bildete Strahlen-Cylinder getheilt vorstellen. Die Helligkeit des leuch-
tenden Körpers wird dem Auge im Verhältniss der Dichtigkeit des
Lichts in diesen Strahlen-Cylindern erscheinen. Nun verhält sich nach
den Gesetzen, wie das Licht bei seinem Fortgange in nicht absolut
durchsichtigen homogenen Substanzen geschwächt wird, bei jedem un-
endlich kleinen Fortgange die Abnahme der Dichtigkeit des Lichts, wie
diese Dichtigkeit selbst. Es sei also die Dichtigkeit des Lichts in
dem Abstände x vom strahlenden Körper == y, so wird es, indem es
um dx weiter fortrückt, um dy geschwächt, und es ist
dy = — aydx,
oder integrirt
log y = Kon st. — ax.
') Philosophical Transactioiis 181H, 1814.
138 Abhandlungen.
Die Konstante wird dadurch bestimmt dass y = A ist, wenn a; = 0,
und so haben wir die Gleichung
1 y
log ^ = — ax.
Hier ist nun, wenn log -der natürliche Logarithmus bleibt, «gleich-
A.
sam das Maass der Undurchsichtigkeit des Weltraums, und die Sub-
a
tangente der logarithmischen Linie, nach deren Ordinaten die Hellig-
keit des gesehenen Gegenstandes mit der Entfernung abnimmt. Bei
Eechnungen über das Verhältniss von .-1 : // können wir für log ' den
A.
kün.^tliclien Logarithmen gebrauchen und müssen uns nur erinnern, dass
alsdann auch a das mit 0,484 294 48 . . . nuiltiplicirte Maass der Un-
durchsichtigkeit ist.
Nach obiger freilich willkürlichen Annahme, dass das Licht eines
799
Fixsterns, wenn er so weit als Sirius von uns absteht, bis auf -^^
oOO
geschwächt werde, will ich nun a suchen. Es sei also der Abstand des
Sirius ^ 1, so ist
log 799 = 2,902 546 779 3
log 800 =^ 2,903 089 987
a = 0,000 543 207 7
also ist log a = 6,734 960 4 — 10. Damit lässt sich nun leicht be-
rechnen, wie die Helligkeit der Fixsterne mit ihrer weiteren Entfernung
von uns al)nimmt. Setzt man A oder die Helligkeit unserer Sonne
gleichfalls = 1, so ist die Helligkeit eines Fixsterns noch
T»f in dem
Abstände
von 84,23
S/rnt^distanzen,
TTf J) i;
»
„ 178,40
))
A 11 »
??
„ 285,16
?»
Tu 11 »
»
„ 408,41
r
T(T )) )!
1»
.. 554,13
»
Man sieht also, dass bis auf alle Distanzen, in denen unser be-
waffnetes Ange noch einzelne Fixsterne unterscheiden kann, die Hellig-
keit nur bis auf 4 abninunt. So grosse Unterschiede und noch grössere
mögen in der absoluten Helligkeit der Fixsterne selbst Statt finden.
Man nuiss durchaus nicht Helligkeit mit Lichtstärke verwechseln.
T)ie Lichtstärke ist nämlich die Helligkeit mit der scheinbaren Grösse
multiplicirt, und die Liclit stärke verhält sich also direkt wie die Hellig-
keit, und zugleich verkehrt wie das Quadrat des Abstandes. So hat
9. Ueber die Durchsichtigkeit des Weltraums. I39
ein Stern, der 554 Mal weiter als Sirius von uns entfernt ist. zwar noch
die halbe Helligkeit, aber weniger als gyrr qj^t. der Lichtstärke des Sirius.
In grösseren Distanzen nimmt nun die Helligkeit sehr ab. In dem
Abstände von 1842,9 Sir /mn weiten ist sie nur noch ^ij-, in dem Abstände
3681,8 nur y|^, in dem Abstände 5522,7 nur t-öVü) "• s. w. der ur-
sprünglichen Helligkeit.
In welchem Abstände hat ein Fixstern noch die Helligkeit des
Vollmondes, diese = der Helligkeit der Sonne gesetzt? Es ist
davon ist wieder log = 0,738 552 4
log a =6,734 960 4 — 10
log X = 4,003 592
giebt 55=10 083,05. Also in dem Abstände von 10 000 Smztsweiten
ist die Helligkeit der Fixsterne nur noch so gross, als die des Voll-
mondes. Es werden eine ungemein grosse Menge so entfernter Sterne
in einem sehr dichten Sternhaufen vereinigt sein müssen, wenn wir
einen solchen Sternhaufen bei der heitersten mondlosen Nacht noch als
einen blassen Nebelfleck mit unseren vollkommensten Fernrohren unter-
scheiden sollen.
Unsere vom Vollmond erleuchtete Atmosphäre hat für uns noch
nicht der Helligkeit des Vollmonds selbst und ist doch noch gross
genug, dem blossen Auge alle Sterne, die weniger als die vierte oder
fünfte Grösse haben, unsichtbar zu machen. Um zu sehen, in welchem
Abstände die Fixsterne noch so hell sind, als der Grund des Himmels
in einer Vollmondsnacht, nehme man
log (300,000 X 90 000) = 10,431 363 8
davon ist log = 1,018 3410
log a = 6,734 960 4 — 10
log X = 4,283 38Ö6
Giebt a; = 19 203,5.
Ich will nun, noch die Helligkeit eines Fixsterns berechnen, der
30 000 Siriusweiten von uns absteht.
logx = 4,4771213
loga - = 6,734 960 4 — 10
logrto; = 1,212 0817
Dazu gehört die Zahl 16,296 02 . . . Also ist log y = — 16,296 02 ... .
J40 Ablianrllnngen.
Dies ist der Logarithmus von 1 977 100 000 Millionen, und um so viel
Mal ist die absolute Helligkeit des Fixsterns geschwächt. Um dies
ungeheuere Verhältniss etwas fasslicher zu machen, kann man bemerken,
dass diese dem Fixstern noch bleibende Helligkeit 65 900 Millionen Mal
schwächer ist, als die Helligkeit des Vollmondes oder 732 250 Mal schwächer,
als die Helligkeit des Himmelsgrundes in einer heiteren Vollmondsnacht,
welche man allerdings schon als völlig dunkel ansehen kann.
^Vir können also sicher annehmen, dass unter diesem vorausgesetzten
Grade der Durchsichtigkeit des Weltraums alle Sterne, die über 30 000
Siriuswdten von uns abstehen, nichts mehr zur Helligkeit des Himmels-
grundes beitcagen.
Dieser Grund des Himmels würde uns also völlig dunkelschwarz
erscheinen, wenn nicht unsere eigene Atmosphäre auch blos von den
Sternen erleuchtet, schon einige Helligkeit hätte, die auch in der hei-
tersten Nacht den Grund des Himmels nicht völlig schwarz, nur dunkel-
blau erscheinen lässt.
Dass der Grund des Himmels wirklich ganz schwarz aussehen,
wirklich ganz ohne alles merkliche Licht sein würde, wenn wir nicht
durch unsere vom Sterneulicht erleuchtete Atmosphäre sehen müssten,
scheint schon einigermaassen aus dem zu folgen, was wir an der Venus
wahrnehmen. Der von der Sonne nicht erleuchtete Theil ihrer Scheibe
wird nur zuweilen durch ein eigenes phosphorisches Licht, also dadurch
erkennbar, dass er heller ist als der übrige Hinimelsgrund, nie dadurch,
dass er dunkler ist als der übrige Himmelsgrund, von dem er doch
einen Theil bedeckt. Der bedeckte Tiieil dieses Himmelsgrundes ist
also merkbar um nichts dunkler, als der unbedeckte. Dasselbe lässt
sich auch beim Mors wahrnehmen, wenn dieser nicht ganz erleuchtet
ist. — So beschreiben auch diejenigen, die auf hohen Bergen den ge-
stirnten Himmel zu betrachten Gelegenheit hatten, den Grund des
Himmels schon als sehr dunkel, ja völlig schwarz, obgleich sie noch
durch den grösseren Theil unserer Erdatmosphäre hindurchsehen mussten.
Ich weiss nicht, ob ich mich täusche, aber es ist mir oft vorgekommen,
als wenn unter kleinen Fixsternen von einerlei I^ichtstärke (die Licht-
stärke ist nämlich, wie schon oben erinnert, die Helligkeit mit der
scheinbiiren Grösse niultiplicirt) einige ein blitzendes, scintiilirendes,
andere ein stilles, ruhiges Licht hätten. Wenn dies koiiu> Täuschung
ist, so würde ich geneigt sein, die ersten füi' näher und kleiner, die
anderen für an sich und scheinbar grösser, aber entfernter zu halten,
davon durch die Undurchsichtigkeit des Weltraums geschwächtes Liclit
nicht mehr die zum Scintillii-en erforderliche Dichtigkeit hat.
Die Annaiime, dass das Licht unalihängig von seiner Divergenz,
indem es vom Sirius bis zu uns kommt, um „^q geschwächt werde, ist
10. Ueber den Einfluss des Moudes auf die Witterung-. 141
natürlich ganz willkürlich. Ich habe, wie gesagt, blos dabei beabsich-
tigt, zu zeigen, dass schon ein so geringer, ja ein noch geringerer Licht-
verlust auf diese grosse Distanz hinreichend sei, die Erscheinungen am
Himmel so darzustellen, wie wir sie sehen, wenn auch die Menge der
Sterne dui'ch den ganzen unendlichen Raum unendlich ist. Ganz ohne
alle üeberlegung ist indessen dieser Grad von ündurchsichtigkeit für
den "Weltraum nicht gewählt, und ich glaube, dass er von dem wirklich
Statt findenden nicht so ganz ausserordentlich verschieden sein dürfte.
So hat also mit weiser Güte die schaffende Allmacht den Weltraum
zwar in einem ungemein hohen Grade, aber doch nicht absolut durch-
sichtig gemacht und so unsere Sehkraft auf einen bestimmten Raum
des Unendlichen beschränkt; da wir nur dadurch in den Stand gesetzt
sind, etwas von dem Bau und der Einrichtung des Weltalls kennen zu
lernen, von dem wir wenig wissen würden, wenn auch die entferntesten
Sonnen ganz ungeschwächtes Licht zu uns schicken könnten.
10. Ueber den Einfluss des Moudes auf die Witterimg.
Aus einer Vorlesung, gehalten im Bremischen Museum.
(Zeitschrift für Astronomie V, März und April 1818, S. 234—243.]
.\bdruck: Froriep's Notizen aus dem Gebiete der Natur- und Heilkunde, Bd. I und II, Juli 1822, So. 43.
Uebersetzung : Annuaire presenttj par le bureau des Longitodes pour Tan 1819, S. 188.
Uebersetzung: Annales de chimie et de physique. T. XIX. 1821, S. 208.
Ausser den gewissen und erwiesenen Einwirkungen des Mondes auf
unsere Erde, — der Verrückung der Erde aus ihrer elliptischen Bahn
um die Sonne, der Hervorbringung einer kleinen Schwankung ihrer Axe
und der Erregung der Ebbe und Fluth im Meere und einer kleinen
analogen Bewegung in der Atmosphäre — erwähnte ich noch am Schluss
meiner letzten Vorlesung des sehr allgemein verbreiteten Glaubens, als
äussere der Mond besonders nach seinen verschiedenen Phasen oder
Lichtgestalten einen sehr grossen Einfluss auf die Witterung, auf den
Menschen im gesunden und kranken Zustand, auf Tliiere, Vegetation
und chemische Prozesse. Ich untersuchte: ob denn wirklich der Er-
fahrung nach die Witterungen von den Mondphasen abhängen? Denn
es könnte allerdings sein, dass der Mond noch durch andere Kräfte
als blos seine Anziehung und sein Licht auf unsere Atmosphäre ein-
wirkte. Aber die Erfahrung zeigt, dass der Einfluss der Mondphasen
und überhaupt der verschiedenen Stellungen des Mondes gegen Erde
142 Abhamllviugeu.
und Sonne, auf die Witteruna^en sehr unbedeutend sein muss. da man
nach so vielen hingjährigen Versuchen und Beobachtungen noch keine
Gesetze der Relation zwischen beiden mit Gewissheit hat bemerken
können. Als einen ganz entscheidenden Grund für diese Geringfügig-
keit des Einflusses des Mondes auf die Witterungen führte ich noch an.
dass dieser Einfluss, von welcher bekannten oder unbekannten Kraft
er auch herrühren mag, zwischen den A\"endekreisen in den Tropen-
ländern am allermerklichsten, am allergrössten sein muss. und dass
man gerade dort nicht das Geringste davon wahrnimmt. "Wärme, Heiter-
keit, Regenzeiten, Winde u. s. w. richten sich in den Tropenländern
blos nach dem verschiedenen .\bstande der Sonne vom Zenith, oline dass
die verschiedene Stellung oder Erleuchtung des Mondes im geringsten
dabei in Betrachtung kommt.
So weit meine damalige Vorlesung. Also auch Erfahrung zeigt,
dass der Einfluss des Mondes auf die Witterung sehr gering sein muss.
weil sie uns nichts Gewisses darüber hat lehren können. Es regnet
und ist heiter, es friert und thaut, es ist warm und kalt, es stürmt
und ist windstill, so gut im Vollmond als im Neumond, so oft im ersten
als im letzten Viertel, sowohl in der Erdnähe als in der Erdferne des
Mondes.
Allein, wenn ich so den Einfluss des Mondes auf die Witterungen
als sehr geringfügig, als sich fast unter den übrigen auf die Veränderungen
des Wetters wirkenden Ursachen verlierend angegeben habe, so will ich
damit doch nicht behaupten, dass der Mond gauz ohne alle Einwirkung
auf das Wetter sei. Lassen Sie uns nach der Theorie diese Einwirkung,
die er noch etwa haben möchte, etwas näher untersuchen.
Der Mond erregt, wie ich schon gesagt habe, zwei Mal in 24 St. 5(i'
eine Fluth und eine Ebbe, sowohl in dem Meere als auch in der Atmo-
sphäre. Heide sind nach den Mondphasen verschieden, am stärksten im
Neu- und \'ollmonde, am schwächsten im ersten und letzten Viertel.
Wenn die Fluthen der Atmosphäre im Vollmonde soviel als .}■ Linie
des Barometers betragen können, so sind sie in den Quadraturen nur
halb so gross oder | Linie. 80 klein diese Veränderungen auch sind,
so ist es doch nicht unwahrscheinlich, dass die Atmospliäre durch die
stärkeren Fluthen im Voll- und Neumonde mehr zu unruhigen Be-
wegungen disponirt wird, als in Quadraturen, und ich möchte deswegen
nicht geradezu die Erfahrung für falscii erklären, die einige Physiker
gemacht haben wollen, dass es in Voll- und Neumonden mehr und
öfter stürmt als in den Mondvierteln.
Auf eine ähnliche Art kann der Durchgang des Mondes durch den
Aequator, und die Erdnähe des Mondes unruliige Bewegungen der Luft
zwar nicht hervorbringen und veranlassen, aber doch befördern.
10. lieber den Einfliiss des Mondes auf die Witterung. 143
Auch mittelbar wird der Mond durch die Bewegungen, die er im
Meerwasser hervorbringt, auf Witterungsveränderung, wenigstens an
einigen Seeküsten, einwirken können. Die Meeresfluth beträgt in dem
freien offenen Ocean wolil nicht mehr als 3 bis 4 Fuss; aber an den
Küsten, in engen Kanälen und sich nach und nach verengenden Buchten,
wo die grosse Wassermasse mit Gewalt einströmt, können die Fluthen
eine ungemeine Höhe erreichen. So steigt die Fluth zu Brest oft über 20,
zu Havre bis gegen 3(J, und zu Bristol gar auf 50 Fuss. Müssen nicht
solche ungeheure Wassermassen auch einige Bewegung, einige Ver-
änderung in der Atmosphäre veranlassen? Um so mehr, da sie zugleich
nicht ganz ohne Einfluss auf die Elektricität der Luft zu sein scheinen?
Wirklich glauben auch die Küstenbewohner Veränderungen des Wetters
und der Richtung und Stärke der Winde, Züge der Wolken, besonders
der Gewitterwolken, von den Fluthbewegungen abhängig zu sehen.
Ich muss hierbei bemerken, dass die Fluthen der Atmosphäre und
die Flutheu des Oceans, obgleich beide vom Monde verursacht, beide
von einerlei Periode und Abwechslung, doch durchaus nicht gleichzeitig
sind. Die so leicht bewegliche Luft, durch kein Hinderniss gestört,
muss der anziehenden Kraft des Mondes fast unmittelbar folgen, da
hingegen das schwere und träge Wasser erst langsam dem Zuge des
Mondes gehorclit. Die Fluth der Atmosphäre wird unmittelbar auf den
Durchgang des Mondes im Meridian folgen, da in der offenen See die
Meeresfluth erst drei Stunden nachher eintritt. In weniger freien Meeren
muss die Fluth erst aus dem grossen Ocean einströmen, und so sind die
Flutlizeiten von den verschiedenen Küsten höchst verschieden. Wenn
sich nun überhaupt schon die geringe Einwirkung des Mondes auf die
Witterung unter den übrigen, ungleich mächtiger auf dieselbe einwirkenden
Ursachen fast ganz verliert, so muss sie besonders in unseren nörd-
licheren Ländern gar nicht wahrzunehmen sein, theils weil hier über-
haupt die Witterung so ungemein veränderlich ist, theils weil sich die
mittelbaren und unmittelbaren Einwirkungen des Mondes als nicht gleich-
zeitig oft einander aufheben. Vielleicht könnte das die Ursache sein,
warum, wie ich schon das vorige Mal anführte, der Astronom Horslet
in Oxford aus den englischen Beobachtungen gar keine Relation zwischen
den Stellungen des Mondes und der Witterung entdecken konnte; da
hingegen der Professor Toaldo in Padua aus den unter dem beständigen
Himmel von Italien angestellten fünfzigjährigen Beobachtungen des
Marchese Poleni allerdings einigen Einfluss des Mondes auf die Witterung
ableiten zu können glaubte. In Italien können sich die mittelbaren
und die unmittelbaren Wirkungen des Mondes auf die Atmosphäre nicht
einander stören und verwirren, weil die mittelländische See keine merk-
liclien Fluthen hat.
144 Abhandlungeu.
Ich will das Hauiitsäclilichste, was Toaldo über diese Wirkung- des
llondes auf die Witterung gefunden zu liaben glaubt, hier kiu'z angeben.
Er zählt zehn merkwürdige Stellungen des Mondes, die er Mondpunkte
nennt. Vier davon sind: Neumond, Vollmond, erstes und letztes Viertel;
zwei andere: Erdnähe und Erdferne; noch vier andere: nördlicher und
südlicher Durchgang des Mondes durch den Aequator, und nördliche und
südliche Mondswende oder grösste Abweichung des Mondes von dem
Aequator. Jeder Mondpunkt ändert der Eegel nach das Wetter, das der
vorhergehende hervorgebracht hat. Das Zusammentretieu mehrerer Moud-
punkte, die sich wegen der ungleichen Dauer ihrer Perioden oft kombiniren,
verstärkt die Wirkungen; besonders ist das Zusammentreften des Neu-
mondes und ganz vorzüglich des Vollmondes mit der Erdnähe von grossem
Einflüsse und verursacht gewöhnlicli Sturm und Ungewitter. Zwar ändert
jeder Mondpunkt die Witterung, doch neigen sich einige mehr zum guten,
andere zum schlechten Wetter. Zum schlechten geben Erdnähe. Neu-
und Vollmonde, Durchgänge durch den Aequator und die nördliche Monds-
wende, zum guten die Erdferne, die Quadraturen und die südliche Monds-
wende mehr Veranlassung.
Wenn ich nun gleich nicht leugnen will und nicht leugnen kann,
dass diese, aus der Erfahrung geschöpften Resultate für das Klima von
Italien etwas Wahres haben mögen, so giebt Toaldo doch selbst so
viele Ausnaiimen zu, dass man den Einfluss des Mondes immer nur für
sehr gering wird halten müssen. Auf unser, viel grösseren und öfteren
Veränderungen unterworfenes Klima wollen sie gar nicht zutreffen, wie
mich langjährige Erfahrung belehrt hat. So traf am 7. December 1813
der Vollmond mit der Erdnähe zusammen, und zwei Tage darauf war
die nördliche Mondswende, also sollte nach Toaldo's Grundsätzen hier
die allerstärkste Mondswirkung eingetreten sein; allein diese so sehr
kombinirten Mondpunkte gingen ohne merkbare Veränderung des Wetters
vorüber.
Da nun die Einwirkung des Mondes auf die Atmosphäre so klein
ist, dass sie sich unter den unendlich vielen anderen Kräften und
Ursachen, die das (xleicligewicht in unserer beweglichen Atmosphäre
stören und also die Witterung verändern können, völlig verliert, so
werden wir auch mit gerechtem Misstrauen schon im Voraus dasjenige
bezweifeln, was von dem angeblichen Einfluss des.selben auf Menschen,
Thiere und Pflanzen behauptet und geglaubt worden ist. Wirklich
beruht wenigstens bei weitem das meiste auf Wahn und Vorurtheil.
Einige Erscheinungen beim gesunden Menschen treffen off'enbar in
der Dauer ihrer Perioden nur höchst zufällig und beiläutig mit den
Umlaufszeiten des Mondes überein, und eben desswegen kann man
liierbei keine Einwirkung des Mondes anerkennen. Eben so wenig
10. lieber den Einfluss des Mondes auf die Witterung. 145
möchte ich glauben und noch weniger dem Monde zuschreibeu, wenn
Sänctoeius aus seiner doch immer ganz individuellen Erfahrung gefunden
haben will, der gesunde Mensch nehme jeden Monat hindurch ein bis
zwei Pfund an Gewicht zu, und gegen das Ende des Monats um eben
so viel wieder ab. Die schon von dem römischen Dichter Lucilius
angeführte und nachmals so oft wiederholte Behauptung, dass Krebse,
Austern und andere Schaalthiere bei zunehmendem Mond fetter und
voller sind als bei abnehmendem, wird durch keine prüfende Beobachtung
bestätigt. Eben so keimt der Same und wächst die Pflanze nicht
besser und nicht schlimmer, nicht langsamer und nicht geschwinder bei
zunehmendem als bei abnehmendem Mondlicht. Ich kann schwerlich
glauben, dass das Mondlicht nicht als Licht überhaupt, sondern als
Mondlicht ii-gend eine besondere Wirkung hervorbringe, und wenn es
angeblich in Batavia so sehr gefürchtet wird, so möchte ich die ver-
meintlich-schädlichen Wirkungen desselben mehr der feuchten und kühlen
Nachtluft zuschreiben. Wenn der berühmte Keil erzählt, Matrosen be-
kämen oft vom Schlafen im Mondscheine die sogenannte Tagblindheit
oder Lichtscheue, so habe ich wenigstens von unseren Seefahrern nie
darüber klagen hören. Ob Kinder bei zunehmendem Monde unruhiger
schlafen, wie bei abnehmendem, wie gleichfalls Eeil versichert, lasse
ich dahin gestellt sein, weil ich keine Erfahrung darüber habe, allen-
falls würde sich das erklären lassen, ohne einen besonderen Einfluss des
Mondes anzunehmen. Gern möchte ich darüber belehrt sein, ob Färber
Veränderungen in ihren Farben, besonders in dem sogenannten Chamois
von dem so schwachen Mondlicht bemerken, wie man behauptet hat.
Kurz, von einer besonderen Einwirkung der Mondphasen auf den
gesunden thierischen Organismus ist durchaus nichts durch Erfahrung
erwiesen, so wie Robeet Mead's Tiieorie derselben ganz irrig und falsch
ist. Ob ich nun auch gleich mit Wahrheit versichern kann, dass ich
bei meiner langjährigen Beobachtung von Kranken und Krankheiten,
immer aufmerksam auf diesen Gegenstand, durchaus nichts von einer
Relation irgend einer Krankheit, ihrer Symptome, oder der Wirkung
der in ihr angewandten Heilmittel zum Laufe des Mondes, namentlich
nichts von einem Einflüsse der Mondphasen auf Wurmzufälle, Balg-
geschwülste, Wassersuchten, selbst nicht auf epileptische und andere
Nervenkrankheiten habe wahrnehmen können, so möchte ich doch nicht
gegen so viele ältere Beobachter gänzlich leugnen, dass der verschiedene
Stand des Mondes gegen die Sonne in einigen seltenen Fällen auf kranke
Menschen einigen Einfluss haben könne. Unter allen Werkzeugen, die
wir anwenden können, sonst unmerkliche Agentien in der Natur zu
erkennen, sind, wie La Place mit Recht bemerkt, die Nerven die alier-
empfindlichsten, vorzüglich, wenn ihre Empfindlichkeit durch einen krank-
Olbers 1 10
246 Abhandlungen.
haften Zustand erhöht ist. Nur durch die Nerven hat man die schwache
Elektricität entdeckt, die sich bei der Berührung zweier heterogener
Metalle entwickelt, und die nachmals unter dem Namen des Galvanis-
mus für Chemiker und Physiker so wichtig geworden ist. So kann
auch die krankhaft vermehrte Empfindlichkeit der Nerven Aielleicht
zuweilen Eintiiisse des verschiedenen Standes der Sonne und des Jlondes
gegen einander in Nervenkrankheiten anzeigen, so schwach und unbe-
deutend diese an sich auch sein mögen. Daher mag es rühren, dass
manche, besonders ältere Aerzte in einigen Fällen einen Bezug der
Mondphasen auf epileptische Paroxysmen und auf periodische Anfälle
einer gewissen Art von Wahnsinn bemerkt haben, so dass man auch
die damit behafteten Kranken Mondsüchtige (lunaüci) zu nennen pflegte.
Auch lasse ich es dahin gestellt sein, ob wir hieraus erklären wollen,
wenn Diemeebeoeck versichert, dass die im Jahre 163(3 zu Nymwegen
herrschende Pest hauptsächlich in den Neu- und Yollmondeu die Meisten
befallen und getödtet habe, oder ob es nicht vielmehr Diemerbeoeck's
zu gewagter Schluss aus einer zufälligen Anomalie dieser Seuche war.
E.^MüzziNi hingegen glaubte zu bemerken, und beruft sich auf alle seine
mitbeobachteuden Kollegen, dass das pestartige Fleckfieber, das in den
Jahren 1692, 1693, 1694 Oberitalien entvölkerte, immer bei abnehmendem
Mond mit vermehrter Wuth und Heftigkeit herrschte. Mehr wie Zufall
kann es aber gewiss nicht gewesen sein, wenn während der Mond-
finsterniss vom 21. Januar 1693 gerade eine so ungewöhnliche Zahl
dieser Fleckfieberkranken starben, üeberhaupt muss man die Schrift-
steller, die über die Einflüsse der Mondphasen auf K'ranke so viel zu
sagen wissen, mit einem gerechten Misstrauen und bedachtsamen Zweifel
lesen. Denn es geht mit diesen angeblichen Einflüssen der Mondphasen
oft so, wie mit den Gespenstern. Beide sieht man iiui- da, wo man
daran glaubt. Der Glaube an einen solchen Einfluss des Mondes auf
Krankheiten kann nicht blos den sonst wahrlieitsliebenden Beobachter
täuschen, dass er Relationen zu sehen meint, die wirklich nicht vor-
handen sind, sondern wenn dieser Glaube einmal auf den Kranken über-
gegangen ist, so kann auch bei diesem die Einbildungskralt, die Kr-
wartung und die Furcht Erscheinungen erregen, an denen der Mond
an sich ganz unschuldig ist. Nur der Einbildungskraft und den durch
sie aufgeregten Leidenschaften kann ich es zuschreiben, dass Sonnen-
und Mondfinsternisse unleugbar ehemals oft so mäclitig und verderbend
auf Kranke und Nervenschwache wirkten, da hingegen nun kein Arzt
mehr darauf Bedacht nimmt, kein Kranker mehr etwas davon empfindet.
11. Ueber die vom Himmel gefallenen Steine. 147
11. Ueber die Yom Himmel gefalleEen Steine.
[Monatlliche Korrespondenz. Bd. VII, S. 148—160. Februar 1803.]
Im Auszug nütgetbeilt in: Gilbert's Annalen der Physik, Bd. XIV, 1. Stück, S. 38. 1803.
Uebersetzung: .ilgeraeene Konst en Letterbode vor het Jaar 1803, Heft 17, S. 258.
üebersetzung : The Philosophical Magazine by Ales. Tilloch, Vol. XV, S. 289, London 1803.
Sie liaben, mein verehrungswürdigster Freund, durch den 0. A. R.
VON Ende erfahren, dass ich schon im Jahre 1795 in einer im Museum
zu Bremen über den sogenannten Steinregen zu Siena gehaltenen Vor-
lesung dieselbe Idee geäussert habe, die ich nun mit so vielem Ver-
gnügen auch in dem Briefe des Senateurs La Place lese, der in der
Monatliche Korrespondenz abgedruckt ist.^) „Es sei nämlich nicht ganz
unmöglich, dass zuweilen schwere Massen von anderen Weltkörpern,
besonders vom Monde, auf unsere Erde geschleudert werden können."
Sie verlangen darüber eine etwas umständlichere Erklärung, die ich
Ihnen hier vorzulegen die Ehre habe.
Ich gestehe gern, damals, wie ich die erwähnte Vorlesung über den
Steinregen zu Siena niederschrieb, hielt ich diese Steine noch für vul-
kanischen Ursprungs. Die Steine in Siena fielen zwar 60 Meilen vom
Vesuv, aber nur 18 Stunden nach dem Anfange des grossen Ausbruchs
nieder, der das unglückliche Torre del Greco zerstörte und den der
Ritter Hamilton so schön beschrieben hat. Ich kannte Zöllneb's und
Lichtenbekg's Gründe, warum man diese Steine ihrer Meinung nach
nicht dem Vesuv zuschreiben könne; allein diese Gründe waren für
mich nicht überzeugend. Die grosse Wurfgeschwindigkeit, die man der
aus dem Vesuv geschleuderten Masse beilegen musste, um bis nach
Siena fliegen zu können, schreckte mich nicht ab. Ich fand diese durch
Rechnung nicht so gross, dass man sie nicht noch grösser von den
ungeheueren, in dem zerberstenden Berge wirkenden Kräften hätte
erwarten können. Was mich am meisten in meiner Meinung bestätigte,
war, dass Hamilton damals glaubte, es würden oft ganz ähnliche Steine,
als zu Siena niederfielen, auf dem Vesuv gefunden.'^) Ich stellte mir also
vor, der Vesuv habe aus einer seiner Oetfnungen eine halb geschmolzene
Masse mit einer grossen Geschwindigkeit, etwa unter einem Winkel von
^) Monatl. Korresp., September 1802, p. 267.
'^) Philos. Transaet. 1795, p. 104: Stones of the same natiire, at least as far
OS the eye can judye oftkem are frequently found on moimt Vesuvius, and when I tvas
on the mountain lately, I searched for such stonen near the new mouths: but as the soü
round them hos been covered with a thick bed of fine aäies, what ever was throivn
itp during the force of the eruption lies buried under those ashes etc.
10*
J48 Abhandlungen.
40 oder 45 Grad ausgeworfen,^) die, wie alle aus dem lü-ater geworfeneu
Substanzen, in hohem Grade elektrisch gewesen sei; diese Masse habe
ihre Bahn bis Siena beschrieben, sich, wie sie sich dem Erdboden bis
auf die Schlagweite genähert hatte, entladen, und sei durch diese Ent-
ladung zersprengt worden, so dass die zersprungenen Stücke als glühende
Steine niederfielen.
Aber jetzt weiss man, dass auf dem Vesuv keine solchen Steine zu
finden sind; jetzt hat uns des Grafen vox Bocenon mineralogische Be-
schreibung und HowAKivs chemische Zerlegung überzeugt, dass die
Steine von Siena allen übrigen Steinen, die man zuweilen aus der Luft
hat herabfallen sehen, und die schlechterdings kein Produkt unserer
Vulkane sein können, vollkoninien gleich siud.-j Meine damalige Er-
klärung oder Hypothese fällt also ganz weg, und man muss auch die
Steine von Siena zu jenen rechnen, die auf eine für unsere Naturkunde
noch so räthselhafte Art, immer mit einer gewitterähnlichen Explosion,
und wahrscheinlich fast immer von dem Meteor begleitet, das wir eine
Feuerkugel nennen, zuweilen auf die Erde fallen.
Seitdem die Naturforscher erst gewagt haben, oder genöthigt worden
sind, das Faktum des Herunterfiillens solcher Steine zu glauben, sieht
man, dass dies Ereigniss nicht so ganz selten ist. Aus dem vorigen
18. Jahrhundert wird man wenigstens 14 bis 15 erwiesene Beispiele
anführen können.
^^'enn ich aber gleich die Steine von Siena in meiner Vorlesung
noch irrig dem Vesuv zuschrieb, so hatten mich doch schon vorher die
Beispiele anderer aus der Luft gefallenen, gewiss nicht vulkanischen
Steine zur Untersuchung der Frage veranlasst, ob es denn ganz unmög-
lich sei, dass von anderen Weltkörpern, besonders vom Monde, schwere
Körper auf die Erde geworfen werden könnten? Besonderen Anlass zur
Untersuchung dieser Frage gab mir der berühmte Stein der 462 vor
Christi Geburt bei Argos Potamos herunter fiel") Auf meine Bitte hatte
mein gelehrter Freund, der Pastor und Rektor Bbedenkamp zu Bremen,
die Güte, alle Stellen alter Schriftsteller, worin dieses Steins Erwähnung
geschieht, für mich zu sammeln. Man lese übrigens Struyk^) und
PiNGEf:*) über diesen Stein, den Chladni nicht mit anführt.
') Dev Abbe Pata sah wirklich einen grossen Feuerball aus ilem Vesuv fliegen,
der in einiger Entfernung zersprang, wonmf iler Alibö ein Gpriiusch wie von herunter-
gefallenen Steinen hörte.
'-) Experiments and obbcrvations on certain stony and metalline substances which
at different timea are said to have fallen on the earth, also on varioiis kinds of native
iron. By Edwabd Howard, Philos. Transact. 1802.
») Plinius, L. II, cap. LVIII, No. 59.
*) Komet 463 vor Chr. Geb.
') Kometographie, Th. 1, p. 236.
11. Ueber die vom Himmel befallenen Steine.
149
Da es. um diese Frage im Allgemeinen beurtheilen zu können, anfäng-
lich erlaubt war, die Erde und den Mond als gegen einander unbeweg-
lich vorauszusetzen, so hatte diese Untersuchung gar keine Schwierigkeit.
Es sei T die Erde, ihre Masse =T, L der Mond, seine Masse
= L, TL der Abstand beider AVeltkörper = a, der Halbmesser der
Erde = r, der Halbmesser des Mondes = q. Nun werde ein schwerer
Körper von der Erde gegen den Mond geworfen. Wenn er bis M
gekommen ist, sei seine Geschwindigkeit = v, TM=x, also
ML :^a — X. In M wirkt die Erde auf ihn mit der anziehenden
Kraft — j, die seine Geschwindigkeit vermindert, der Mond mit
X-
der Kraft -, r^, wodurch seine Geschwindigkeit vermehrt
(a — X)-
wird. Aber da wir hier nur die relative Bewegung des Körpers
gegen die Erde betrachten, und die Erde selbst mit der Kraft -5
M
vom
Monde angezogen wird, so ist die ganze Kraft, womit der Mond die
aufwärtsgehende Geschwindigkeit des Körpers zu vermehren sucht
L L
folglich ist
oder weil dt
also integrirt
(a — x)'
dv =
dx
V
vdv
I so ist
Tdt
X-
Tdx
x"
Ldt
{a — x)-
+
Ldx
Ldt
Ldx
|V2_^_|_
{a — xf a}
T , L Lx
Um die Konstante Ä zu bestimmen, setze man, für x = r soll die
Geschwindigkeit ^c sein, so ist
:4-c- —
L Lr
— r + a- '
also erhält man
10 1 «
X-
r
T
X — r
L —
X-
■r
L.
xr ' (a — x] {a — r) a^
Wir wollen zuerst annehmen, der Mond habe gar keinen Einfluss
auf den geworfenen Körper, oder L sei = 0, so ist
.0 . ., X — r
4rV-
xr
T.
150 Abhandlungen.
Es ist klar, dass v nur so lange möglich ist, als das, was rechter
Hand steht, positiv bleibt, oder so lange
^ xr
ist. Setzen wir nun .'■ unendlich, so wird
Giebt man also einem Körper eine vertikale Geschwindigkeit, die
---? so wird der Körper nie auf die Erde zurück-
fallen, sondern sich bis ins Unendliche von der Erde entfernen.
Um diese Geschwindigkeit für die Erde berechnen zu können, bemerke
T
ich, dass die Schwerkraft auf der Oberfläche der Erde = — ist. Nun
,.-
giebt diese Schwerki-aft auf der Oberfläche der Erde einem Körper eine
Geschwindigkeit von 2g Fuss in einer Sekunde, wenn g die Fallhöhe
einer Sekunde bedeutet. Da nun die Kräfte durch die Geschwindig-
keiten, die sie in einer Sekunde mittlieilen können, ausgedrückt werden
können, so ist T=2r-g.
Folglich ist die Geschwindigkeit, mit der ein vertikal geworfener
Körper sich bis ins Unendliche von der Erde entfernen wird, c = 2 ^rg .
Man setze, wie dies für die Polhöhe, deren Sinus = V J ist, aus La Place's
Annahme folgt:
r = 3 269 093 Toisen,
g= 15,114 Fuss,
so ist
logr =G,5U427 3
log^ =1,179 379 4
log24= l,380 2112
lege'' = 9,074 017 9
logc =4,537 008 9.
giebt c = 34 435,7 Fuss. Wenn man also einem schweren Kfirper auf
der Oberfläche der Erde eine grössere vertikale (leschwindigkcit als
34 435,7 Pariser Fuss in einer Sekunde geben könnte, und die Luft
diesem Körper nicht widerstände, so würde er nicht auf die Erde zurück-
fallen, sondern sich bis ins Unendliche von ihr entfernen.
Unsere Kanonenkugeln haben vielleicht zuweilen eine Geschwindig-
11. lieber die vom Himmel gefallenen Steine. 151
keit von 1800 bis 2000 Fuss in einei- Sekunde '), und aus den Vulkanen
unserer Erde mögen vielleicht schwere Massen mit einer 4 bis 5 Mal
grösseren Wurfgeschwindigkeit geschleudert werden. Diese Geschwindig-
keiten sind also von 35 000 Fuss noch sehr weit verschieden. Allein
wenn uns auch Chemie und Mechanik Mittel an die Hand geben sollten,
Kugeln eine Geschwindigkeit von 35 000 Fuss, oder selbst noch eine
grössere zu geben, so würde doch der starke Widerstand der Luft, der
immer wenigstens wie das Quadrat der Geschwindigkeit zunimmt, diese
Geschwindigkeit bald sehr vermindern. Man kann es deswegen als ganz
unmöglich ansehen, dass jemals schwere Körper ganz von der Erde
weggeschleudert werden sollten. Ich halte es daher für unnöthig, den
kleinen Einfluss, den die anziehende Kraft des Mondes auf die Bewegung
eines von der Erde aus geworfenen Körpers haben kann, zu berechnen.
Allein ganz anders ist es mit dem Monde beschaffen, wenn wir die
Bewegung schwerer, von seiner Oberfläche in vertikaler Richtung ge-
worfener Körper untersuchen. Der Mond ist viel kleiner als die Erde,
hat eine ungleich kleinere Anziehungskraft, und zugleich eine so niedrige
und dünne Atmosphäre, dass sie der Bewegung schwerer Körper nur
einen unbedeutenden Widerstand leisten kann. Beim Monde ist es also
ganz möglich, dass ein mit einer nicht übermässigen Geschwindigkeit
geworfener Körper ganz, oder doch so weit von ihm wegfliegt, dass er
nun von der Erde stärker angezogen wird, als vom Monde.
Wir können diese Wurfgeschwiudigkeiten auf dem Monde leicht
berechnen, wenn wir nur in obigen Formeln die Buchstaben L und T
mit einander verwechseln, und statt r den Halbmesser des Mondes o
setzen. Für den Mond ist ß = fTr, und nach La Plage's neuester
T
Angabe L = -—— ■ Ist nun die Geschwindigkeit, die die Schwerkraft
b8,o
auf der Oberfläche des Mondes einem fallenden Körper in einer Sekunde
mittheilen kann, = 2 g', so ist
2g niY
^^ 68,5 V 3
demnach
L = 2g'ß"-.
2gr-
68,5 '
und die Geschwindigkeit, mit der ein vertikal geworfener Körper sich
bis ins Unendliche von dem Monde entfernen wird,
V
4gr . 11
68,5 . 3
') Memoires de l'Academie royale des sciences ä Paris, Annee 1769, p. 247 sq.
152 Abhandlimgeu.
Nun ist \ogigr = 9,074 017 9
log 11 = 1,041 392 7
10,115 410 6
log 205,5= 2,312 8118
logc- = 7,802 598 8
logc = 3,901299 4
demnach c = 7967,08 Fuss. Wenn also auf dem Monde einem schweren
Körper eine vertikale Geschwindigkeit von 7967 Fuss in einer Sekunde
mitgetheilt wird, so wird dieser schwere Körper nicht auf den Mond
zurückfallen, sondern sich bis ins Unendliche von demselben entfernen.
Man kann annehmen, der gegen die Erde vom Monde geworfene schwere
Körper werde von beiden Weltkörpern gleich stark angezogen, wenn
x:a — x = VT:VL
ist. Dies giebt
aVT
VT+VL
T
ist nun L = ^^— > und setzen wir in der Erdnähe a = 56 r, so wird
00,5
a; = 49,964?- und a — a; = 6,036 )== 22,13 p. Wenn also der schwere
Körper vom Monde mit einer Geschwindigkeit geworfen wird, mit der
er sich über 22,13 Halbmesser des Mondes von demselben in der Rich-
tung nach der Erde entfernen kann, so wird er nicht auf den Mond
zurückfallen, sondern der ihn stärker anziehenden Kraft der Erde ge-
horchen. Diese Geschwindigkeit, die wir C nennen wollen, ist
C= 7967,08 . 1/ ^;" = 7785,00 Fuss.
Allein da die Erde den schweren Körper gleich anfangs anzieht, und
seine vertikale Geschwindigkeit zu vernieliren suclit, so ist noch eine
etwas geringere Wurfgeschwindigkeit hinreichend, ihn bis zu jener Höhe
von 22,13 Halbmessern des Jlondes zu bringen. Es sei diese geringere
Geschwindigkeit = C", so folgt aus obigen Formeln
21,13 T , 21,13
(a — 22,13) (a — -'^" ^"^ »•-'
?rn des Mondes i
21,13 T
(a — 22,13) (a — 1) C ' a* C
wobei a in Halbmessern des Mondes ausgedrückt werden muss. Die
Reclinung giebt
(a-22,13)(a-l) C- " ^3, 138 Fuss
Ol iq 7'
-f f :'ii^ • 7i = + 38,293 Fuss
ar C —
Unterschied = — 4,845 Fuss.
Nun war ( ' 7785,00 Fuss, also ist C = 7780,16 Fuss.
11. Ueber die vom Himmel g-efallenen Steine. 153
Diese 7780 Fuss sind also das Minimum der Geschwindigkeit, mit
welcher unter unseren Voraussetzungen ein vom Monde geworfener
Körper auf die Erde fallen könnte. Ueberhaupt erhellt aus obigen
Untersuchungen, dass, wenn schwere Massen auf dem Monde mit einer
vertikalen Geschwindigkeit von 7800 bis 8000 Fuss ausgeworfen werden,
unter gewissen Umständen einige dieser Massen die Erde erreichen
und auf sie niederfallen können. Eine solche Geschwindigkeit scheint
mir sehr denkbar. Die Oberfläche des Mondes zeugt auch noch jetzt
diu'ch die dort neu entstehenden Krater von gewaltsamen Explosionen,
wodurch vielleicht zuweilen einigen Auswürfen derselben eine solche,
wo nicht noch eine grössere Wurfgeschwindigkeit mitgetheilt werden kann.
Es scheint also nicht ganz unmöglich, dass die Steine oder Massen,
die man aus der Luft hat herabfallen sehen, und die von allen mine-
ralischen Körpern unserer Erde so sehr verschieden, unter sich aber
so ähnlich sind, aus dem Monde hergeschleudert sein können. Eben in
der grossen Aehnlichkeit und Uebereinstimmung dieser Massen unter
sich wird man vielleicht noch einen Grund für diese Meinung finden.
Denn diese Aehnlichkeit dieser Steine unter sich, diese auffallende Ueber-
einstimmung ihrer Textur und Bestandtheile deutet oifenbar auf gleichen
Ursprang, auf gleichen Geburtsort. Wenn man mit Halley und Chladni
annehmen will, es gäbe im Welträume ausser den gi-ossen Weltkörpern
noch unzählige kleine Massen, die sich so lange in Kegelschnitten be-
wegen, bis sie irgend einem Planeten zu nahe kommen, in die Atmo-
sphäre desselben gerathen, sich darin entzünden, zerspringen und auf
ihn niederfallen, so ist es schwer zu erklären, warum eben alle diese
im Welträume zerstreuten Massen blos aus Eisen, Nickel, Kieselerde
und Talkerde bestehen sollten, welches nach Howakd's schönen Unter-
suchungen die einzigen Bestandtheile aller vom Himmel gefallenen
Massen sind.
Allein von der anderen Seite wird es doch grosse Schwierigkeiten
haben, wenn man im Ernst jene aus der Luft gefallenen Steine als
vom Monde hergeschleudert ansehen will. Bei obigen Rechnungen haben
wir auf die Bewegung des Mondes um die Erde keine Rücksicht ge-
nommen. Wegen der Bewegung des Mondes hat der von ihm ausgeworfene
Körper ausser der Wurfgeschwindigkeit auch noch die Geschwindigkeit,
die der Mond selbst nach der Richtung der Tangente seiner Bahn hat.
Ziehen wir diese mit in Betrachtung, so erhellt, dass die schweren
Körper, die vom Monde aus mit einer Geschwindigkeit von fast 8000 Fuss
und darüber ausgeworfen Averden, so bald sie sich weit genug vom Monde
entfernt haben, um von diesem ungleich weniger angezogen zu werden,
als von der Erde, einen mehr oder weniger vom Monde perturbirten
Kegelschnitt um die Erde beschreiben werden. Diese Kegelschnitte
154 Abhandlungen.
können nach der verschiedenen Richtung und "\\'urfgeschwindigkeit
Hyperbeln oder Ellipsen sein. Um auf die Erde zu fallen, muss es eine
Ellipse 'l von solchen Dimensionen sein, dass das Perigeum derselben
innerhalb des Erdkörpers, wenigstens innerhalb der Atmosphcäre der
Erde fällt. Dazu gehört aber ein sehr bestimmtes Yerhältniss der
Richtung und Wurfgeschwindigkeit des schweren Körpers, und es können
also nur sehr wenige der Massen, die der Mond etwa ausschleudei-te,
auf die P>de fallen. So müsste der Mond nach und nach eine grosse
Verminderung seiner Masse erleiden; denn er müsste sehr viele Steine
ausschleudern, damit nur zuweilen einige davon auf die Erde fallen
könnten. Und würden denn nicht unzählige andere solche schwere
Theilchen als kleine Trabanten um die Erde laufen y Müssten diese
nicht zum Theil in unseren lichtstarken Teleskopen sichtbar werden,
da wir wissen, dass P^euerkugeln oft von beträchtlicher Grösse sind, und
die Beobachtungen der Ceres und Pallas uns gezeigt haben, dass wir
von der Sonne erleuchtete Körper noch unter ausserordentlich kleinen
scheinbaren Durchmessern sehen können. Oder sind vielleicht diejenigen
Sternschnuppen, die offenbar kosmischen Ursprungs sind (gewiss sind
die Sternschnuppen unter sich wesentlich verschieden), solche kleine
Erdtrabanten? Gehört der kleine matt glänzende Lichtpunkt, den unsei-
vortrefflicher Schröter einst im Schlangenträger dureli das Feld seines
Fernrohrs streichen sah, vielleicht auch hierher? Diese Schwierigkeiten,
anderer aus der speciellen Untersuchung aller Umstände beim Herab-
fallen jener Steine herrührenden nicht einmal zu erwähnen, scheinen
mir sehr wichtig und schwer zu heben.
Ich 1)in also noch gar nicht der ;\[einung. dass die zu Zeiten aus
der Luft fallenden Steine als Auswürfe von Alondvidkuncit anzusehen
sind, und eben so wenig will dies der grosse La Place behaupten.
Seine und meine Absicht war nur, die Physiker btü ihren Nachforschungen
über diesen sonderbaren und merkwürdigen Gegenstand, der sie noch
lange beschäftigen wird, auch an die Möglichkeit eines sclenltische»
Ursprungs jener Massen zu erinnern. Gewiss wird mit mir jeder Lieb-
haber der Naturkunde wünschen, dass es dem scharfsichtigen Ohladni
gefallen möge, uns bald mit einer neuen Au.sgabe seiner berühmten
Schrift-) über die kosmische Eisenmasse zu beschenken, zu der es
ihm nach Benzenbero's und Brandes' Beobachtungen über die Stern-
') Es würde eine ganz ungeheuere '\Vurfgesiliwiuiligl;eit (hizu gehören, wiiiu
ein vom Monde ausgeworfener Körper in einer H.viioibel die Krde treft'en sollte.
'') Ueber den Ursiirung der von Pallas gefundenen und anderer ihr ähnlicher
Eigenmassen, und über einige damit in Verbindung stehende Naturer.scheinuugeu.
Von E. F. F. CiiLADNi. lii(ja bei Harknoch 1794. 4».
12. Die Sternschmippen. I55
schnuppen, nach Ho^'aed's chemischen Untersuchungen und nach so
vielen neueren dahin gehörigen Ereignissen an wichtigen Zusätzen nicht
fehlen kann.
12. Die Sternsclmiippen.
(Schuhmacher'« Jahrbuch für 1837. S. 36-64.]
UebersetzQDg: Correspondance mathem. et phys. publ. par Quetelet, Tome IX, S. 392. BruseUes 1837.
Unter den verschiedenen Lufterscheinungen, die den Beschauer des
nächtlichen gestirnten Himmels zuweilen unterhalten und vergnügen,
gehören die sogenannten .Sternschnuiipen zwar zu den gemeinsten, aher
auch zu den schönsten und merkwürdigsten. Da nun einige Erfahrungen
in den letzten Jahren uns über die Natur dieser noch immer so räthsel-
haft bleibenden Meteore wenigstens etwas mehr aufgeklärt haben, so
wird es hotfentlich einigen Lesern des Jahrbuchs nicht unangenehm
sein, wenn ich hier das, was wir über diese seltsamen Körper wissen,
oder mit Gründen muthmaassen können und was uns noch ganz dunkel
und unerklärbar bleibt, in möglichster Kürze zusammenstelle.
Jedermann kennt die Sternschnuppen dem äusseren Ansehen nach,
und es wird wohl keinen meiner Leser geben, der sie nicht oft, oder
doch mehrere Male gesehen hat. Man sieht nämlich einen kleinen leuch-
tenden Körper, einem Sterne ganz ähnlich, mit bedeutender Geschwindig-
keit am Himmel fortschiessen und in kleinerer oder grösserer Höhe nach
einer oder doch wenigen Zeitsekunden verschwinden, zuweilen auch
zerspringen.
Ihre scheinbare Grösse ist sehr verschieden. Die mehrsten gleichen
nur Sternen dritter, vierter, fünfter und sechster Grösse;') aber es giebt
auch welche, die die Sterne erster Grösse, ja selbst den Jupiter und
die Venus an Glanz übertreffen. Bei einigen kann man sogar eine
') Da die kleinen Sternschnuppen so häufig sind, so sollte man glauben, es müsse
auch recht viele teleskopische oder solche geben, die wegen ihrer geringen Grösse nur
durch Fernrohre gesehen werden konnten. Aber merkwürdiger Weise ist dies nicht
der Fall. Ich habe, während mehr als 50 Jahren, fast möchte ich sagen unzählige
Mal, den Himmel stundenlang mit Kometensuchern durchmustert; und oft streifte
eine Sternschnuppe durch das Gesichtsfeld meines Fernrohrs. Aber immer waren dies
Stenischuuppen, die ich eben so gut auch mit blossem Auge hätte wahrnehmen können.
Die höchst seltenen Beispiele, wo andere Astronomen in grossen Teleskopen sehr
kleine und blasse Sternschnuppen gesehen haben wollen, scheinen ziim Theil auf Ver-
wechselnngen mit anderen Gegenständen zu beruhen.
156 Abhandlungen.
kugelige Gestalt deutlich erkennen. Diese sind den sogenannten Feuer-
kugeln so ähnlich, dass man schlechterdings keinen Unterschied und
keine Grenze zwischen grossen Sternschnuppen und kleinen Feuerkugeln
angeben kann.
Die Sternschnuppen scheinen in jedem Klima gleich häufig zu sein.
Wenn mehrere Eeisende, und noch neuerlich vox Spix und Martiüs sie
in den Aequinoctialgegenden und Niebuhr in Arabien als sehr häufig
schildern, so sahen sie doch auch Ermann und Wkangel im hohen Norden
sehr häufig, und letzterer sah sie oft durch die Strahlen des Nordlichts
schiessen. In Grönland werden sehr viele Sternschnuppen gesehen.
Witterung hat keinen Einfluss auf ihre Menge. Brandes sah bei
heftiger Kälte am (3. December 1798 eben so viele, als an den milden
Sommerabenden des 10. und 11. August 1823. An allen diesen drei
Tagen sah man nämlich eine ungewöhnlich grosse Menge von Stern-
schnuppen. Ihre Zahl ist in verschiedenen Nächten sehr verschieden,
zuweilen unzählbar, öfterer nur gering. Im Nachsommer und Herbst,
oder in den Monaten August bis December sind sie im Ganzen häufiger als
in anderen Jahreszeiten. Doch bleiben auch dann die Nächte, wo sie recht
häufig sind, selten, und kommen auch, wiewohl sehr einzeln, in anderen
Jahreszeiten vor. Bei einigen Sternschnuppen bleiben Schweife stehen,
die einen Theil ihrer durchlaufenen Bahn mit blassem, milchweissem
Licht bezeichnen. Auch diese Schweife verschwinden nach und nach,
mehrentheils in wenigen Sekunden, nur bei sehr grossen, den Feuer-
kugeln ähnlichen Sternschnuppen, dauern sie länger, oft Minuten. Brandes
hat diese Schweife sehr schön und wahr beschrieben.') Bei den wirk-
lichen Feuei-kugeln vom 23. Oktober 180-") und 2t). September 1829 sah
ich den Schweif über (3 bis 7 Minuten. Brandes will bei der ersten
noch 15 Minuten nach dem Verschwinden der Feuerkugel Spuren des
Schweifes wahrgenommen haben. Ja! Kuitsenstkrn und Horner sahen
eine solche Spur einer Feuerkugel über eine Stunde dauern.'-) Diese
stehen bleibenden Schweife scheinen hohle Cylinder zu bilden, die in-
wendig da, wo die Feuerkugel durchgegangen ist, von leuchtender
Materie leer sind. Alle, die icli gesellen liabc, rückten sehr langsam
fort, waren anfangs gerade, krümmten sicli aber bald, oft zur völligen
Schlangengestalt. K» sind vermuthlich zurückgebliebene Dämpfe der
Feuerkugel, die von Luftsti-ömen fortbewegt und geki-üinmt werden.
Da wir Alles, was am Himmel als ein sternähnlicher Funken fort-
zuschiessen oder leuchtend von ihm herabzufallen scheint, eine Stern-
'l (iilbert's Annalen der Physik, Bd. 14, p. 251.
'') VON Krdsknstebn's Reise nm die Welt, Berlin \M2, H>, Tli. I, p. 5S. l>it'
Feuerkugel erschien den 10. Oktober 1803.
12. Die Sternschnuppen. 157
sclinuiii)e nenneu, so mögen diese unter sich in Ansehung ihi-es Ursi)rungs
und ihrer Beschaffenheit sehr verschieden sein. Menzel, Musschex-
BROEK, SiLBEESCHLAG Und viele Andere haben solche vermeintliche Stern-
schnuppen aus der Luft herabfallen sehen. Wo man sich der herab-
gefallenen Materie bemächtigen konnte, fand man eine schleimige,
gallertartige Masse, die oft leicht und ganz verdunstete,^) zuweilen zu
einem kleinen, steinigen Konkrement zusammentrocknete.-) Auch eigent-
liche Feuerkugeln sind als solche gelatinöse Massen herabgefallen. So
die, die Barchewitz 1718 in Ostindien sah,**) die, welche den 8. März
1796 in der Lausitz und im Julius 1811 bei Kassel,*) und besonders die,
die am 13. August 1819 zu Amherst in Massachusets niederfiel. Es ist
sehr zu bedauern, dass noch keine dieser herabgefallenen schleimartigen
Massen gehörig chemisch untersucht sind, denn auch das, was man bei
der zuletzt angeführten versucht haben will, ist sehr unvollkommen und
ungenügend.
Man sagt auch, dass Raben, Seemöven und andere Eaubvögel zu-
weilen halbverdaute Reste von Fröschen, Regenwürmern und Medusen
als solche Schleimmassen auswürfen, die, so lange sie ihre animalische
"Wärme behielten, phosphorisch leuchteten, und so für herabfallende
Sternschnuppen gehalten worden wären. Mir ist indessen kein Beispiel
bekannt, dass man wirklich einen Vogel eine leuchtende Masse hätte
ausspeien sehen. Es ist nur ein durch das unrichtige Referat von
MüsscHENBROEK ®) entstandener Irrthum, wenn man angiebt, Moeton
und Merret hätten die eigentlichen Sternschnuppen für Auswürfe von
Seemöven und Raben erklärt. Meeeet erklärt nur die weissen gela-
tinösen Massen, die man so häufig auf feuchten Wiesen und an den
Ufern von Bächen und Sümpfen unter dem Namen von Leversee, Wetter-
glitt, Sterngallert findet, und die auch in England von dem gemeinen
Mann für herabgefallene Sternschnuppen gehalten und Sternfaln be-
nannt werden, für die Eingeweide von Fröschen, a corvis in umim
lociim congestis, und Morton eben wie später Pennant, für wieder
ausgebrochene halb verdaute Eegenwürmer.") Dass die Frösche nicht
Vi Wie die, die Koch am 6. September 1835 zwischen Friemar und Gotha
herunterfallen sah. Poggendorff's Annahn, Bd. 36, p. 315.
^) Menzel bei Müsschenbeoek, Introductio in Physicam naturalem, § 2305.
') Bakchewitz's neue vermehrte ostindische Eeisebeschreibung, Erfurt 1791,
p. 427. Die erste Ausgabe kam in Chemnitz 1730 heraus.
*) Beobachtet vom Apotheker Schere in Kassel. Gilbert's Annalen, Bd. 66,
p. 329. Die Substanz der am 8. März 1796 herabgefallenen Masse war harzig.
Chladni über Feuermeteore, Wien 1819, p. 134 und 374.
*) Introductio in Physicam naturalem l. c.
") Voigt's Magazin für den neuesten Zustand der Physik und Chemie, 1. Bd.,
2. Stück, p. 56, wo Persoon die Stelle aus Mebret's Pinax rerum hritannicarum,
158 Abhandlungen.
immer halb verdaut ausgespieen zu sein brauchen, um ein solches Weffer-
(jUti oder Sternfaln zu bilden, zeigt Fothergill;') denn auch die Ueber-
bleibsel von Kaubvögeln zerrissener Frösche und Kröten gehen unter
feuchten Umständen in solche gelatinöse Massen über. Dies Alles hat
Bexzexberg vielfältig bestätigt. Manchmal stellt auch nach Rud. Brandes
der Laich von Schnecken (Limax rufus agrestis stagnalis), der zwar im
natürlichen Zustande von unbedeutender Grösse ist, aber durch Ab-
sorption von A\'asser ein grosses Volumen von weissem gallertartigen
Ansehen annimmt, ein solches Wesen dar. Bei weitem die mehrsten
solcher angeblichen Eeste von Sternschnuppen gehören aber dem Pflanzen-
reiche, der Tremella und verwandten Geschlechtern an, die durch Feuch-
tigkeit und Regen schnell zu beträchtlichen durchsichtigen Schleim-
massen anschwellen.
Doch wir kehren zu den eigentlichen Sternschnuppen zurück.
Die älteren Naturlehrer waren bald mit Erklärung dieser schönen
Meteore fertig. Sie hielten sie für fette, ölige, schweflige Dünste
in unserer Atmosphäre, die sich auf irgend eine Art entzündeten, und
so, in langen schmalen Streifen liegend, einen sich schnell bewegenden
hell leuchtenden Funken darstellten. Als in der Mitte des vorigen
Jahrhunderts die Wirkungen und Erscheinungen der Elektricität näher
bekannt wurden, wollten unter Anderen Beccakia und Vasalli sie blos
für elektrische Funken halten, eine Meinung, deren grosse Schwierig-
keit besonders Reimarus und Lichtenberg zeigten. Später mit den
verschiedenen Gasarten, besonders den brennbaren, bekannt, schrieben
Lavoisier, Volta, Herhert, Toaldo, Gren u. A. sie dem leichten Wasser-
stofi"gas zu, das sich seiner Leichtigkeit wegen in den oberen Regionen
der Atmosphäre ansammeln sollte. Aber Dalton hat erwiesen, dass
eine solche Ansammlung nicht Statt finden kann, sondern dass sieh auch
dies Gas nach dem MARioxTK'schen Gesetz durch die ganze Atmos])häre
verbreitet. De Luc behauptete, dass gewisse Phosphor erzeugende, aus
der Erde aufsteigende und in der Luft feuerfangende Ausdünstungen
das Wesen der Sternschnuppen bildeten.
So lag ungefähr die Sache, als Chladni seine berühmte Abhand-
lung: „Ueber den Ursprung der von Pallas gefundenen und anderer
ihr ähnlichen Eisenniassen" (Leipzig. 1704), herausgab. Aus den von
ihm sorgfältig gesammelten Beobachtungen von Feuerkugeln bewies er,
dass diese Meteore nicht in unserer Atmosphäre entstehen, sondern ilir
fremde, im Welträume sich mit planetarischer Geschwindigkeit bewegende
p. 219, wörtlicli anfiilirt, und .Mokton Natural History of yurthampton ■ Shire,
p. 855, citirt.
') Froriep'8 Notizen VIII, No. 16S.
12. Die Sternschnuppen. I59
Massen sind, die, wenn sie unserer Erde in ihrem Laufe um die Sonne
begegnen, und in die Erdatmosphäre gerathen, sich entzünden und leuch-
tend werden, und wenn sie darin zerspringen, Steine und Eisen, auch wohl
seltener andere Materien herabfallen lassen. Hallet, Wallis, Pringle,
EiTTENHOusE, Maskeltne u. A. hatten schon die Feuerkugeln für kos-
misch erklärt, allein ohne zu wissen und zu ahnen, dass Stein- und Eisen-
massen mit ihnen herabfallen. So sehr Chladxi's Behauptung anfangs
befremdete und so strenge man bisher jedes, auch durch noch so gute
Zeugnisse beglaubigtes Herabfallen von Steinen aus der Luft als fabel-
haft, abergläubisch und unmöglich verworfen hatte, so sah man sich
doch bald durch wiederholte Erfahrungen genöthigt, die Thatsache des
Herabfallens von Steinen mit der Erscheinung einer Feuerkugel zu-
zugeben, besonders da auch Howard zeigte, dass alle diese herabgefal-
lenen Steine unter sich ähnlich sind und aus einer sonst auf unserer Erde
niclit anzutretfenden Komposition von Eisen, Nickel, Kieselerde u. s. w.
bestehen. Eine über Aigle im Jalir 1803 zersprungene Feuerkugel, die
eine Menge solcher Meteorsteine auf einen weiten Raum herabwarf,
vollendete die Ueberzeugung der Gelehrten und selbst der Pariser Aka-
demie. Ja! wie man erst gewagt hatte, an die Möglichkeit des Herab-
fallens von Steinen aus der Luft zu glauben, fand sich, dass dies Ereig-
niss gar nicht so selten sei. Chladxi brachte zahlreiche Verzeichnisse
von solchen Statt gefundenen Meteorsteinfällen zusammen,^) und da man
nun aufmerksamer auf jede Erscheinung dieser Art war, wurden auch
fast jährlich mehrere beobachtet.'-)
Die nahe Verwandtschaft, worin die Sternschnuppen, wenigstens
dem gi'össten Theil nach, mit den Feuerkugeln zu stehen schienen, be-
wog damals Chlädni, auch die Sternschnuppen für kosmisch, d. i. für
von aussen in unsere Atmosphäre gekommene kleine Massen zu halten,
die sich während ihres Durchgangs durch dieselbe erhitzen und ent-
zünden und entweder noch in der Atmosphäre, oder wenn sie dieselbe
durchflogen haben, wieder verlöschen. Eine Meinung, die Chladni zwar
eine Zeitlang wieder aufgegeben, später aber wieder angenommen und
fest behauptet hat.
Dass die eigentlichen Feuerkugeln in grossen Höhen von mehreren
Meilen über ganze Provinzen und Länder dahin fliegen, war längst be-
kannt, auch mussten die Sternschnuppen beträchtlich hoch sein, da
Brydone uns versicherte, dass er auf dem Aetna, und Saussttee, dass er
auf dem Montblanc diese Meteore noch in eben der scheinbaren Höhe über
') Chladsi über Feuermeteore uml über die mit denselben herabgefellenen Massen.
Mit Steißrtrucktafeln und deren Erklärung vqn Schkeibebs. Wien 1819.
-) Man sehe besonders Gilbeet's Annalen in vielen Bänden.
1(50 AbhauiUuugen.
sich gesehen habe als unten im Thal. Aber bisher*) war noch nichts
Bestimmtes über den wirklichen Abstand der Sternschnuppen von der
Oberfläche der Erde und über die Bahnen, die Geschwindigkeit und die
Grösse derselben bekannt. Zwei damals junge, in Göttingen studirende,
später so berühmte Männer, der nachmals als Professor der Phj'sik in
Leipzig verstorbene Be.o,-des und der noch lebende Professor Bexzenberg
in Düsseldorf, voll enthusiastischen Eifers für die Naturkunde, unternahmen
das mühsame, aber höchst verdienstliche Geschäft, etwas Gewisses da-
rüber durch Beobachtungen herauszubringen. Nach einem sehr ver-
ständigen Plane wählten sie zuerst eine Standlinie von 27 000 Pariser
Fuss zwischen Clausherg und Ellersliausen , die sie bald mit einer
grösseren von 4G 000 Fuss zwischen Clausherg und Sesehühl bei Drans-
feld vertauschten, brachten ihre Uhren in Uebereinstimmung, und be-
obachteten nun Jeder an einem Ende der Standlinie, auf dem Rücken
liegend, die Bahnen aller ihnen sichtbar werdenden Sternschnuppen, die
Jeder mit Bemerkung der Zeit unmittelbar in eine Sternkarte einzeich-
nete. Aus der Uebereinstimmung der Zeiten und übrigen Umstände
Hessen sich leicht diejenigen Sternschnupjien erkennen, die Beide zugleich
beobachtet hatten, und aus den Unterschieden der eingezeichneten Bahnen,
die Parallaxen, mithin die Abstände, Höhen und Längen der Bahnen
derselben berechnen. So brachten sie in sechs heiteren Nächten zwischen
dem IL September und 4. November 1798, in welchen beiden Beobach-
tern zusammen genommen 402 Stornschnui)peu sichtbar waren, 22 über-
einstimmende Beobachtungen heraus, aus denen sich die Höhen der
verschwindenden Sternschnupjien über der Oberfläche der Erde berech-
nen Hessen. Die kleinste dieser Höhen war 1,4 Meilen, in allem sieben
unter 10, neun zwischen 10 und 20, sechs über 20, die grösste noch über
30 Meilen. Nur von vier Hess sich die ganze Bahn und daraus die
Geschwindigkeit ihrer Bewegung von A^U_ bis (3 Meilen in der Sekunde
berechnen. Merkwürdig war noch, dass wenigstens eine, die am 6. Ok-
tober als No. 12 beobachtete, nicht niederwärts, sondern von der Erde
aufwärts ging.'-)
Auf diese Art erhielt man dann zuerst eine bestimmte Idee von der
Höhe, dem Abstände und der geschwinden Bewegung dieser sonderbaren
Meteore, womit auch ihre vtillige Aehnliclikeit mit den Feuerkugeln
erwiesen hervortrat. Beide eben genannte Gelehrte haben fortwährend
die Sternschnuppen zum Gegenstand ihrer Forschungen gemacht; aber
') Bis 1798.
') Brandes' nnd Bknzknbero's Versuch, die Entfenuing:, Gesclnvindigkeit niid
Babn der .Steni8chuiii)peu zu bestimnieu. HamburR 1800. — Bknzknukko, Ucber die
BenlimniuDg der geographisclien Lauge durch Sternschiiii|iiiiii. Iliniilnir!,' 1802.
12. Die Steruschuuppeu. 161
vorzüglich hat sich Professor Brandes das Verdienst erworben, diese
ersten Beobachtungen in einem grösseren Maassstabe zu wiederholen
und weiter zu bestätigen. Schon 1817 brachte er, als damaliger Pro-
fessor in Breslau, einen Verein zu Stande, vermöge dessen in mehreren
um Breslau herumliegenden Oertern wohnende Personen sich verabredeten,
an bestimmten Tagen und Stunden die ihnen sichtbar werdenden Stern-
schnuppen zu beobachten. Unglücklicherweise gab es gerade damals sehr
wenig Sternschnuppen, die mehrsten Theilnehraer des Vereins wurden
des unnützen langweiligen Wartens bald überdrüssig, versäumten ihre
Verpflichtung, und so kam aus der ganzen Unternehmung wenig oder
nichts heraus;') Allein viel glücklicher war der unermüdete Bbandes im
Jahr 182o, wenn er auch diesmal nicht ganz mit der Pünktlichkeit und den
Leistungen seiner Verbündeten zufrieden sein konnte. Zu Breslau und
um Breslau herum wurden zu Brechelsdorf, Leipa, Murkau, Triebnitz,
Neisse, Brieg, Grebnitz und selbst in Dresden an den verabredeten mond-
losen Abenden zwischen dem 8. April und 9. Oktober, wenn es heiter
war, Sternschnuppen beobachtet. Sogar auch aus Krakau und Berlin
wurden einzelne Beobachtungen eingesandt, die aber keine gleichzeitige
fanden. Unter den etwa 1800 Sternschnuppen, die man zusammen
genommen an den verschiedenen Oertern aufzeichnete, fanden sich doch
nur 62 an mehreren Oertern gleichzeitig so beobachtet, dass man ihre
Hölie über der Erdfläche, und nur 36, von denen man die ganze Bahn
bestimmen konnte. So fanden sich unter diesen 98 berechneten Höhen
4 unter 3 Meilen, 15 zwischen 3 und 6 Meilen, 22 zwischen 6 und 10 Meilen,
35 zwischen 10 und 15 Meilen, 13 zwischen 15 und 20 Meilen und
11 Höhen über 2U Meilen. Von diesen letzteren hatten zwei Stern-
schnuppen etwa eine Höhe von 30 bis 32, eine von 45, 7 eine ungefähr
von 60 und eine von mehr als 100 Meilen.-)
Unter den 36 bestimmten Bahnen gingen 26 niederwärts, eine ganz
horizontal und 9 mehr oder- weniger aufwärts. Die Geschwindigkeit der
Sternschnuppen wurde zwischen 4 und 8 Meilen in der Sekunde gefunden.
Die Bahnen waren nicht immer gerade Linien, oft sowohl in horizontaler,
als vertikaler Richtung gekrümmt, zuweilen schlängelnd.
Die natürlich bei hell leuchtenden Gegenständen Statt findende
Täuschung, dass wir sie ungleich grösser zu sehen glauben, als sie wirk-
lich sind, macht es fast unmöglich, über die wahren Durchmesser der
Sternschnuppen irgend etwas Sicheres zu bestimmen. Bei der unter
•) Gilbert's Ännalen, Bd. 58.
■-) Brandes' Unterhaltuiigen für Freunde der Astronomie und Physik, 1. Heft. —
Die grossen Hölien viel über 30 Meilen, scheinen mir etwas zweifelhaft, weil Fehler
in den Beobaohtuug-en auf die kleineu Parallaxen, die diese Höhen so gross geben,
einen grossen Einfluss haben können.
Olbers I 11
1(32 Abhandinngen.
No. 43 aufgeführten, am 7. Oktober 1823 beobachteten, einer kleinen
Feuerkugel sehr ähnlichen, glaubte Bkaxdes den Durchmesser wenigstens
auf 120, bei einer anderen auf 80 Fuss setzen zu müssen. So auffallend
und fast unglaublich eine solche Grösse auch scheint, so hat man doch
wirkliche Feuerkngeln noch weit grösser gefunden.'")
Durch alle Erfahrungen fand es Bkanhes bestätigt, dass in deu
niederen Höhen von 1 bis 2 Meilen nur kleine Sternschnuppen vorkommen,
alle grossen aber über ". und bis zu 30 und mehr Meilen von der Erde
entfernt waren.
Sehr merkwürdig war die vorherrschende Richtung der Stern-
schnuppenbahnen von Nordost nach Südwest, gerade der Bewegung der
Erde entgegen.-)
Dies ist dasjenige, was sich von deu Erscheinungen der Stern-
schnuppen bisher hat beobachten und bei ihren Bahnen hat abmessen
lassen. Was sind denn nun diese Meteore eigentlich? Woher und wie
entstehen sie? Fragen, die noch immer sehr schwer und nur unbefrie-
digend zu beantworten sind.
Schon mehrere Male ist bemerkt worden, dass sich zwischen grossen
Sternschnuppen und kleinen Feuerkugeln gar kein Unterschied angeben
lässt. Beide gehen unmerkbar in einander über, sie haben dieselben
Höhen, dieselbe Geschwindigkeit, dasselbe Licht und Ansehen, ganz
ähnliche Schweife. Ein Tiieil der Sternsclinuppen wenigstens mnss
also mit den Feuerkugeln gleichen Ursprung, gleiche Beschaft'enheit
haben, und wir können ohne Bedenken das, was von den Feuerkugeln
erforscht, erwiesen oder wahrscheinlich gemacht ist, auch auf diese
Sternschnnppen anwenden.
Aber sind denn die Sternschnuppen wirklich untereinander wesent-
lich verschieden? Ich glaube es mit Brandes, ob ich gleich nach meinen
') Z. B. hatte die Feuerkugel vom 10. September 1771 über 1000 Fnss (le Roi
m6m. de l'Aciul. de Paris 1T71, p. 670 sq.), die vom 18. Angust 1783 nach Blaouen
über 1800 Fnss (Philosophie. Transact. for 1784, p. 201 sq.), die am 14. December 1807
in Connecticut gesehene über 500 Fnss, nach BowDiTscn (Astronomische Zeitschrift
von LiSDENAO und BonNENiiBROER, Bd. 1, p. 137) und nach eben demselben die am
21. November 1819 beobachtete gar 2710 Fnss im T>iurhmesser (Gilbert "s Annalen,
Bd. 75, p. 2Sö) und so noch viele andere.
"j Bra.ndes hat sich auch nachher, als er nach Leipzig gekoiiiineii war, wie ich
nnter anderem aus seinen Briefen weiss, bemüht, ähnliche Verbindungen zur gemein-
s<haftliclien Beobachtung von Sternschnuppen in der Umgebung zu Staude zu bringen.
Hauptsii<'lilicli war es ihm um die Bestätigung des letzten Umstaudes, dass nämlich
die melirsteu Bahnen der Slenisehnuppen diese Riclitung von Nordost naih Südwest
haben, zu tliun, da dies deu kosmischen Ursprung derselben wahrscheinlich machte.
Im .Tahr l."<a:H wurde, wie ich glaube, wirklich lirobaihtel : von dem Krfidge ist mir
ober nichts bekannt.
12. Die Sternschnuppen. 163
Erfahrungen nicht alle von ihm angegebenen Verschiedenheiten bestätigen
kann. Dieser unermüdet aufmerksame Beobachter der Sternschnuppen
sagt nämlich:^) „Die Erscheinungen, die die Sternschnuppen darbieten,
sind so mannigfaltig, dass man sie nicht ganz für gleichartig ansehen
kann. Die kleinen, schnell wegfliegenden Fünkchen unterscheiden sich
sehr von denen, die fast einen merklichen Durchmesser haben und mit
langsamen stetem Zuge fortgehen. Sie unterscheiden sich eben so merk-
lich von anderen, die statt dieses stillen, planetenähnlichen Lichts mehr
etwas Flammendes haben, und wenn ich mich recht erinnere, immer
gerade herabfallen, und von allen diesen wieder andere, die ich nie
anders als vertikal und abwärts gehen sah, und welche man sich vor-
stellen kann, wenn man sich den Sirius als fallend denkt." So weit
Bkandes, der, wie man sieht, nicht einmal des Umstandes erwähnt, dass
einige Schweife haben, andere nicht.
Es mag also, da wir, wie schon gesagt, alles, was sternähnlich
leuchtend in der Luft fortzuschiessen und herabzufallen scheint, eine
Sternschnuppe nennen, unter diesen Sternschnuppen einige geben, die
blos elektrische Funken sind, oder in unserer Atmosphäre aus bekannten
oder noch unbekannten, sich entzündenden oder blos phosphorescirenden
Gasarten und Dämpfen oder auf andere Art entstehen: der grösste Theil
der Sternschnuppen bleibt mit den Feuerkugeln identisch.
Indessen halten viele achtbare Physiker alle Feuerkugeln, und also
auch alle Sternschnuppen für terrestrisch, oder in unserer Atmosphäre
gebildet.-) Immer mögen diese Gelehrte bewiesen haben, dass es auch
metallische Dämpfe oder Dünste in unserer Atmosphäre gebe: das Zu-
sammenballen derselben in so hohen Kegionen, wo die Luft so äusserst
dünn ist, zu verhältnissmässig so beträchtlichen Massen wird ihnen
stets unerklärbar bleiben, ganz besonders aber die planetarische Ge-
schwindigkeit, womit sich die Feuerkugeln und Sternschnuppen bewegen,
einen stringenten Beweis abgeben, dass die Feuerkugeln und die mit
ihnen verwandten Sternschnuppen nicht in unserem Dunstkreise ent-
stehen, sondern von aussen in denselben hineinkommen.
Eine scheinbare, sehr grosse Schwierigkeit gegen diese Behauptung
') Voigt's Magazin für den neuesten Zustand der Naturkunde, Bd. 3, p. 159.
'^) Unter vielen Schriften flihre ich nur, ausser der wirklich unbedeutenden
lAtholoyie atmospherique von Izakn (Paris 1803), Fischer in den Abhandlungen der
Berliner Akademie 1820—1821, Phys. Klasse, p. 11—27; den „Versuch eines Beweises,
dass wahrscheinlich die Feuermeteore atmosphärischen Ursprung:s sind", von Egen in
Gilbert's Annalen, Bd. 72, p. 375 sq., und „J. C. Ideler, Ueber den Ursprung der
Fenerkug-elu und des Nordlichts-' (Berlin 1832), an. Egen's Abhandlung haben Ohladxi
(Gilbert"s Auualen, Bd. 7.5, p. 247 sq.) und Brandes (Phj'sikalisches Wörterbuch, neu
bearbeitet, 4. Bd., p. 227—228) beleuchtet.
11*
1 g4 Abhandlnngen.
gipbt der Umstand, dass niclit alle Sternschnuppen herabwärts fallen,
sondern einige auch aufwärts steigen und in die Höhe gehen. Diese
schon aus den ersten Beobachtungen von Bexzenberg und Beandes
sich ergebende Thatsache bewog Chlädi«! anfänglich, seine schon aus-
gesprochene Meinung von der Identität der Sternschnupi>en mit den
Feuerkugeln und auch von ihrem kosmischen Ursprünge wieder auf-
zugeben und sie für terrestrisch und in der Erdatmosphäre erzeugt zu
halten. Als er aber nachmals fand, ') dass auch viele wirkliche Feuer-
kugeln aufwärts steigen, sich in Kurven, ja schlängelnd und im Zick-
zack bewegen, so nahm er seine alte Meinung wieder an und erklärte
diese anormalen Bewegungen aus der durch den schnellen Lauf der
Feuerkugel vor ihr sehr zusammengepressten Luft, die diese wieder
aufwärts zurückschnelle. Wenn nun auch Bkandes'-) mit Eecht erinnert,
dass solche Wirkungen, als" Chladni und einige Andere der zusammen-
gepressten Luft zuschreiben, mit den Bewegungsgesetzen eines nach
allen Seiten freien Fluidums unvereinbar sind, so kann der \\'iderstand
der verdichteten Luft doch gewiss, besonders wenn die Feuerkugeln
keine regelmässige Kugel-, sondern eine mehr abgeplattete, unregel-
niässige Gestalt haben, wohl eine wellenförmige, schlängelnde, auf und
ab und auch seitwärts gekrümmte Bahn beA\irken, wie denn auch schon
unsere Knaben solche ^Vindungen an den von ihnen geworfenen Auster-
schalen und i)latten Steinen bemerken. Allein die sprungweise ge-
änderte Kichtung der Bewegung und auch die steil aufwärts steigende
möchte ich mit Brandes mehr aus partiellen Explosionen herleiten, die
das Feuermeteor nach Eaketenart in die Höhe treiben. Feuerkugeln
und Sternschnuppen, die in fast gerader Linie l)los durch unsere Atmo-
sphäre streifen, müssen ohnehin, wenn sie durch ihre Erdnähe gekommen
sind, sich wieder von der Oberfläche der Erde entfernen, und also auf-
wärts steigen.
Wenn also die Feuerkugeln und die ihnen verwandten Stern-
schnuppen nicht unserer Erde angehören, nicht in unserer Atmosphäre
erzeugt werden, sondern von aussen in diese hineinfliegen, so fragt sich,
woher sie denn kommen? Eine anscheinend sehr jilausible Antwort war,
dass der Mond sie auf unsere Erde herabsclileudere. Ich bin vielleicht
der Erste gewesen, der die Möglichkeit gezeigt hat, dass vom Monde
schwere Massen auf unsere Erde geworfen werden können, weil der
Mond ein so kleiner Körper ist und gar keine, oder doch so unbedeutende
Atmosphäre hat, dass diese den von ihm ausgeworfenen Körpern keinen
merklichen Widerstand leisten kann. Nach einer darüber angestellten
') Gilbbbt's Anualeii, Bd. 58, p. 29.3.
') Oeblek's Physikalisches Wörterbuch, neu bearbeitet, 4. Bd., p. 225—226.
. 12. Die Steruschmippeii. 165
Rechnung fand ich, dass, wenn ein Körper mit einer vertikalen Ge-
schwindigkeit von 7967 Pariser Fuss in einer Sekunde vom Monde in
die Höhe geworfen wird, ein solcher Körper nie wieder auf den Mond
zurückfallen, sondern sich bis in's Unendliche von ihm entfernen wird.
Um die Erde zu erreichen, wird schon unter günstigen Umständen eine
Geschwindigkeit von 7780 Pariser Fuss hinreichend sein.^) Eine solche
Geschwindigkeit, die die Geschwindigkeit unserer Kanonenkugeln nur
vier bis fünf Mal übertrifft, schien nun sehr möglich, und da die so
sonderbar gebildete, oflenbar so zerrüttete Oberfläche des Mondes an
vulkanartige Wirkungen und Kräfte auf dem Monde denken liess, so
nahmen viele Physiker, als auch La Place diese Möglichkeit des Ur-
sprungs der auf die Erde herabfallenden Steine und Eisenmassen aus
dem Monde ausgesprochen hatte, diese Erklärung an,-) die noch dadurch
bestätigt zu werden schien, dass die heruntergefallenen Massen grössten-
theils unter sich, in Ansehung ihrer Bildung und Bestandtheile, so
ähnlich sind, also auf einen und denselben Ursprung hindeuten. Auch
noch jetzt erklärt sich der grosse Bebzelius^) sehr geneigt für diese
Meinung, und Professor Benzenbekc; ist gar so weit gegangen, dass er
die Sternschnuppen schlechthin Mondsteine nennt.*)
Ich habe schon damals'*) auf die Schwierigkeiten aufmerksam ge-
macht, die sich der Erklärung, dass die Meteorsteine Auswürflinge aus
dem Monde sind, entgegenstellen. Allein, als es später durch Brandes'
Beobachtungen völlig erwiesen wurde, dass die Feuerkugeln und Stern-
schnuppen mit einer relativen Geschwindigkeit von 4 bis 8 Meilen in
') Abhandl. No. 11, S. 147 — 155. Monatliche Korrespondenz von von Zach,
Bd. VII, p. 148 sq. Daraals nahm ich noch die Masse des Mondes mit La Place zu
^— ^ der Erdmasse an. Später hat La Place diese Mondmasse anf T^z-r-„ reducirt;
DO, 5 (0,4/
ja Brinkley liat sie sogar nach seinen l^ntersuchungen über die Nutation bis auf
- p. verkleinert. Wenn die Mondmasse kleiner ist, so vrird auch die Gesch^viudig-
keit, mit der ein vertikal geworfener Körper sich bis ins Unendliche vom Monde ent-
fernen wird, kleiner, und sie beträgt nur nach
La Place 7575,23 Par. Fuss in 1",
Brinkley 7377,31 „ „ „ 1".
Unter günstigen Umständen können diese Geschwindigkeiten noch 160 bis 170 Fuss
kleiner sein, wenn der Stein blos die Erde erreichen soll.
-) S. unter Anderen von Ende, Ueber Meteormassen und Steine, die aus dem
Monde anf unsere Erde gefallen sind. Bi'aunschweig, 1804.
^) In der vortrefflichen Abhandlung über die Meteorsteine, die aus den Schriften
der König]. Akademie der Wissenschaften zu Stockholm für 1834 in Poggendoefp's
Annalen, Bd. 33, übersetzt ist.
•') Benzenbehg. Die Sternschnuppen sind Steine aus den Mondvulkanen. Bonn 1834.
•') Monatliche Korrespondenz, Bd. VII, p. 158, 159.
IQQ Abliaudhingen.
unsere Atmosiihäre kommeu, war der Ursprung dieser Körper aus dem
Monde so gut als ■widerlegt.^) Dass Massen und Steine mit einer Ge-
schwindigkeit vou 750U bis 8000 Fuss in der Sekunde auf dem Monde
in die Höhe geworfen werden, schien sehr möglich und glaublich. Aber
eine mit dieser Geschwindigkeit vom Monde ausgeworfene Masse kann
nur mit einer relativen Geschwindigkeit von 35 000 Fuss in einer Sekunde
bei der Oberfläche der Erde ankommen. Da aber die Sternschnuppen
bei ihrem Eintritt in unseren Dunstkreis im Mittel eine relative Ge-
schwindigkeit von fünf deutschen Meilen = 114 000 Pariser Fuss in
der Sekunde haben, so müssten diese mit einer Geschwindigkeit von
fast 110 000 Fuss in einer Sekunde vom Monde ausgeschleudert sein,
was man doch wohl für ganz unmöglich halten wird.
Also diejenigen Sternschnuppen und Feuerkugeln, die eine planetarische
Geschwindigkeit von 4 bis 8 Meilen in einer Sekunde haben, kommen
nicht vom Monde. Ob es noch unter den Körperu, die wir als Stern-
schnui)pen sehen, einzelne, sich langsamer bewegende Mondauswürflinge
gebe, lasse ich dahin gestellt sein. Mir ist es nicht wahrscheinlich,
und ich halte den Mond in seinem jetzigen Zustande für einen sehr
ruhigen Nachbar, der bei seinem Jlangel an Wasser und Luft keiner
kräftigen Explosionen mehr fähig ist. Die im dunkeln Theile des
Mondes zuweilen gesehenen Lichterscheinungen lassen sich viel besser,
natürlicher und allen Umständen angemessener auf andere Art erklären,
als durch den Ausbrucli von A'ulkanen. Die neu entstandenen kleinen
Krater, die man im Monde gesehen haben will, bleiben sehr zweifelhaft.
"Wie leicht sich unter verschiedenen Erleuchtungswinkeln einzelne solche
sogenannte Krater übersehen lassen, die unter anderen Erleuchtungs-
winkeln und Librationsverhältnissen sichtbar Averden, zeigen so viele
Beispiele bei dem sonst so aufmerksamen und sorgfilltigen Schbötee.")
Die von aussen mit planetarischer Geschwindigkeit in unserer Atmo-
sphäre ankommenden Sternschnuppen muss man also als kleine Massen an-
sehen, die nach den Gesetzen der allgemeinen Schwere in Kegelschnitten,
') Brandes verwarf gleiclifall.s ilen Ursprung;' der Meteorsteine und Steruschuuiiiieu
aus dem Monde, und Chladjji saift in einer seiner letzten Mittheilnngen (Gilbkrt's
Annalcn, Bd. 74, p. 232, 233} ansdrücklioli, da.ss der Ursprung der Meteorsteine aus
dem Munde nicht anzunehmen sei.
") Nur erst jetzt, wenn wir die vortreffliche Mondkarte von IJker und Mädlbr
vollständig besitzen werden, lassen sich vielleicht wirklich vorfallende ^■eriinderungeu
auf der Oberfläche des Mondes überzeugend erkennen und nachweisen. So sehr ich
indessen die eben genannte Mondkarte schütze und bewun<lere, so wird doch gewiss
jeder Freund di^r Tliysik und Astronomie mit mir wün.sdicn, dass auch das ähnliche
Werk des braven Lourmann, wovon ein so herrlicher Anfang bekannt gemacht ist,
fortgesetzt und beendigt werden möge. Eine Vergleichunir beider mit einander wird
in vielen Fällen sehr belehrend und nützlich sein können.
12. Die Sternschnuppeu. 167
und höclist wahrscheinlich in Ellipsen um die Sonne kreisen, bis sie in
die Atmosphäre eines Planeten gerathen, sich darin entzünden und ent-
weder ganz darin verzehren oder unter dieser oder jener Form herunter-
fallen, oder auch nach durchstreifter Atmosphäre di^se wieder verlöschend
verlassen, und dann ihre weite, freilich bei ihrem Durchgange durch
den erlittenen Widerstand und die starke Anziehung des Planeten
mehr oder weniger geänderte Bahn um die Sonne zu beschreiben fort-
fahren. ^)
Wenn über diesen kosmischen Ursprung der Sternschnuppen noch
einiger Zweifel übrig bleiben sollte, so scheint dieser durch eine in den
Jahren 1831, 1832, 1833 und 1884 vorgekommene, höchst merkwürdige
und sonderbare Erfahrung völlig gehoben.
Am 12. November 1799 früh Morgens vor Sonnenaufgang sahen
Humboldt und Bonpland von der mexikanischen Küste vier Stunden
lang Tausende von Sternschnuppen und kleinen Feuerkugeln vorüber-
ziehen. Sie füllten am Himmel einen Platz, der sich gerade von Osten
aus an jeder Seite 30° erstreckte. Sie stiegen ostnordöstlich über den
Horizont, beschrieben ungleich grosse Bögen und fielen gegen Süden
wieder herab. Einige erreichten 40" Höhe, alle über 25" bis 30". Manche
schienen zu bersten, aber die grössten verschwanden ohne Funkensprühen.
Manche hatten einen grossen, dem Jupiter an Lichtglanz gleichen Kern.")
Dies merkwürdige Phänomen wurde auch zu derselben Zeit ausser Cumana
an den Grenzen von Brasilien im französischen Guyana, im Kanal von
Bahama, auf dem festen Lande von Nordamerika, in Labrador und
Grönland wahrgenommen, ja selbst in Deutschland zu Karlsruhe, Halle,
Weissenfeis u. s. w. wurden viele Sternschnuppen gesehen. Zu Nain und
Hoffenthai in Labrador und zu Neuherrnhut und Lichtenau in Grönland
scheinen diese Sternschnuppen in der grössten Nähe gewesen zu sein.
Sie fielen zu Nain nach allen vier Weltgegenden herab und liatten
zum Theil einen Durchmesser, den die Beschauer auf eine halbe Elle
schätzten. ^)
Den 13. November 1831 früh Morgens sah der Kapitän Beeaed,
der sich damals mit seiner Brigg Loiret an der spanischen Küste nicht
weit von Carthagena befand, von 4 Uhr an während 3 Stunden eine
') Alle solche Körper, die in ihrer Erdnähe mehr als 35 000 Fuss relative Ge-
schwindigkeit haben und behalten, können nicht bei der Erde bleiben, sondern ihre
Bahn wird sieh nur hyperbolisch nm die Erde krümmen, nm dann wieder der an-
ziehenden Kraft der Sonne zu gehorchen.
'■') Hümboldt's und Bonpland's Reisen, Th. 11, p. 278. Alle, oder doch fast alle
hatten Schweife.
') Zu vergleichen Gilbert's Annalen, III, p. 87; VI, p. 191; XIII, p. 255; XIV,
p. 116; XV, p. 107.
168 Abliandlungeu.
uiitremeine Menge von Sternschnuppen, wenigstens in Jeder Minute zwei. ')
Zeitungsnachrichten zufolge wurden zu derselben Zeit auch in Tyrol
und dem südlichen Deutschland ungewöhnlich \iele Sternschnuppen
gesehen.
In der Nacht vom 12. auf den 13. November 1832 wurde in Eng-
land, dem östlichen Frankreich, den Niederlanden, der Schweiz, am
Rhein, in Leipzig, Berlin, Eiga u. s. w. ein eben solcher grosser, un-
gehem-er Schwärm von Sternschnuppen beobachtet,-) ganz vorzüglich
aber in Russlaud. In Orenburg schienen auch alle, wie 1799 in Amerika,
von Nordost nach Südwest zu gehen, und es ist nur zu bedauern, dass
dies merkwürdige Phänomen dort nicht von Sachkundigen beobachtet,
hauptsächlich nur von Schildwachen gesehen ist.'')
In der Nacht vom 12. auf den 13. November 1833 wurde in Nord-
amerika eine ganz stupende Menge von grösseren und kleineren Stern-
schnuppen gesehen, die das Volk in schreckliche Angst versetzten. Der
Professor Dexison-Olmsted zu Newhaven in Massachusets hat dies Phä-
nomen sehr umständlich beschrieben, und alle Beobachtungen darüber,
die zwischen dem 18. und 43. Breiten- und vom 61. bis zum 91. Längen-
grade gemacht wurden, gesammelt.^) Die Zahl der Feuerkugeln und
Sternschnuppen von den verschiedensten Grössen war ganz ungeheuer.
Nach dem Bericht eines Beobachters in Boston, der um G Uhr Morgens,
also nicht mehr zur Zeit des Maximums der Frequenz, am zehnten
Theil des Himmels in 13 Minuten 650 Sternschnuppen zählte, eine An-
gabe, die er selbst und Professor Olmsted für zu gering hielt, berechnet
Akago die Zahl dieser Meteore während dieser Nacht auf 240 000.
Fast alle hatten Schweife. Der wiclitigste Umstand aber ist, dass alle
diese Tausende von Sternschnuppen und Feuerkugeln, nach dem Zeug-
niss der mehrsten Beobachter und des Professor Olmsted selbst, beständig
von derselben Stelle am Himmel nahe bei / Leonis, oder wenigstens von
dem Raum innerhalb der sogenannten Sichel, welche die Sterne y, C, /«
und e des grossen Löwen bilden, ausgingen, unerachtet dies Gestirn
während der langen Dauer der Beobachtung seine Höhe und sein Azimuth
so sehr veränderte. Dies giebt einen unumstösslicheu Beweis, dass die.se
Sternschnuppen nicht an der Rotation unserer Erde theilnahmen, sondern
von aussen aus dem Welträume in unsere Atmosphäre kamen. Merk-
-kj j Annuaire pour Van 1836, p. 291.
*) Philos. Mag., 3. Ser., Tom. in, p. .37, Brnzenbriio a. a. Ort. p. 32. Gehleh's
Pliysikalischc's Wiirterbiich, neue Ausgabe, Bd. VIII, p. 1026, 1027. Pogoendorfi''s
Auimlen, Bd. 29, p. 449.
") Scuümaciieb's Astronomische Naciirichtcii, Bd. 13, No. 803, p. 241, 242.
*) Pooobndorff's Amialen, Bd. 33, p. 189 sq.
12. Die Sternschnuppen. 169
würdig ist es noch, dass mehrere Personen eine vor ihren Aug-en herab-
gefallene gallertartige Materie wahrgenommen, oder doch eine solche
am anderen Morgen gefunden zu haben versicherten.
Dieselbe Erscheinung einer Ungeheuern Zahl von Sternschnuppen
Aviederholte sich auch, nur vielleicht in einem etwas geringeren Maass-
stabe im Jahr 1834, aber diesmal in der Nacht vom 13. auf den 14. No-
vember in Amerika.^) Auch diesmal schienen alle diese Meteore aus
einer Gegend im Sternbild des Löwen zu kommen.
So ist also der kosmische Ursprung nicht blos der eigentlichen
Feuerkugeln, sondern auch der Sternschnuppen dieser Art völlig er-
wiesen, und man muss mit Aeago nach diesen wundernswürdigen Er-
fahrungen annehmen, dass ausser den Planeten und Kometen noch
Milliarden kleiner Körper um die Sonne laufen, die uns nur sichtbar
werden, wenn sie in unseren Dunstkreis dringen und sich darin ent-
zünden. Der bei weitem grösste Theil dieser kleinen Körper verlässt
die Atmosphäre der Erde, nachdem er sie durchflogen hat, wieder un-
zerstört, um seine Bahn um die Sonne fortzusetzen. Sie vollenden ihren
Umlauf um die Sonne wahrscheinlich erst in mehreren Jahren, und so
waren es 1834 nicht dieselben wiederkehrenden Körperchen, die man
schon 1832 und 1833 gesehen hatte. Diese kleinen Massen sind dann
sehr ungleich im Weltraum vertheilt, und ein Schwärm von Millionen
derselben erreicht die Ebene der Erdbahn in der Gegend, die die Erde
vom 11. bis zum 14. November jährlich durchläuft, also im 19° bis 22° des
Stiers. -) Ob sie sich noch in anderen, ähnlich dichten Strömen zusammen-
drängen, muss weitere Erfahrung lehren. Aeago führt noch den 22. April
an, an welchem Tage 1803 in Virginien und Massachusets von 1 bis 3 Uhr
Morgens Sternschnuppen in grosser Menge herabfielen. Ich möchte
noch die Gegend der Erdbahn als der Aufmerksamkeit werth be-
zeichnen, die die Erde am 10. und 11. August einnimmt, weil Beaxdes
' I Pogoexdorff's Auualen, BJ. 34, p. 129 sq. Diese letzte amerikanische Be-
obachtung scheint Herrn Ar.\go nicht bekannt geworden zu sein, der aber ver-
sichert, dass vom Wetter begünstigte Beobachter in der Nacht vom 12. auf den
13. November 1834 offenbare Spiu'en von dem in dem vorigen Jahre beobachteten
Phänomen wahrgenommen haben. Annuaire 1836, S. 293. Dass sich aber eine solclie
Erscheiniuig nicht alle .Jahre wiederholen kann und wiederholen wird, liegt in der
Natur der Sache. Denn dass 1885, den 13. November, wie Arago anführt, ein herab-
gefallenes Fenermeteor eine Scheune bei Bellet/ angezündet habe, und in derselben
Nacht zu Lille eine den .Jupiter an Grösse übertreffende Sternschnuppe gesehen sei,
zeigt keine solche Wiederholung an.
-) Es verdient noch angemerkt zu werden, dass auch 1822, den 12. und 13. Nov.,
in Potsdam, nach der Beobachtung des Direktors Klöden, ungewöhnlich viele Stern-
schnuppen und Feuerkugeln .sichtbar waren. Gilbert's Annalen, Bd. 72, p. 219.
1 70 Abhaudlungeu.
an diesen Tagen im Jahr 1823 eine so ausserordentliche Menge von
Sternschnuppen sah.')
Diese sonderbare und höchst ungleiche Vertheilung der kleinen um
die Sonne cirkulirenden Massen, welche die Feuerkugeln und die Stern-
schnuppen bilden, in unserem Planetensystem, so \Yie die grosse Aehn-
lichkeit und fast gleiche Beschatfenheit der herabfallenden Meteorsteine'-)
in Ansehung ihres äusseren Ansehens und ihrer Bestandtheüe deuten
nicht blos auf einen gemeinschaftlichen Ursi^rung, sondern auch auf ein
und dasselbe Ereigniss, das sie auf diese Art in den Weltraum ge-
schleudert haben kann. Unwillkürlich wird man hier au die Hypothese
erinnert, die die vier neuen Planeten Ceres, Pallas, Jiiuo und Vesta als
Bruchstücke eines grösseren, gewaltsam zertrümmerten, ehemals zwischen
Mars und Jupiter um die Sonne kreisenden Planeten ansehen mll. Bei
dem Zerspringen und Zerschmettern eines solchen Planeten müssen
ausser den grösseren Bruchstücken auch unzählig viel kleinere oder
ganz kleine in den "Weltraum gesclileudert worden sein, und nun in
mancherlei elliptischen Bahnen um die Sonne laufen. Ich bin indessen
weit entfernt, diese Eutstehungsart für etwas mehr als eine blosse
Hypothese auszugeben, oder geradezu mit Profe.ssor Wiliit, der sich
schon viel früher äusserte,") zu behaupten: „die vom Himmel herab-
gefallenen Steine sind Trümmer einer zerstörten Welt, die so lange um
die Sonne laufen, bis sie früher oder später einem Planeten begegnen.
Ohne Zweifel gehören sie zur Ceres, Pallas und Juno und sind gerade
deshalb von einer und derselben Natur".') Den Wertii oder den Un-
werth dieser Hypothese lasse ich vielmehr ganz auf sicli beruhen, und
erinnere nur noch, dass sie auch die tangentielle Geschwindigkeit der
Feuermeteore leicht und natürlich erklären würde, deren Ursache sonst
noch etwas dunkel schien.'')
') Die Bahnen dieser Sternschnuppen hatten unter sich eine parallele Richtung,
zeigten sich also auch hierin denen von 1799, 1832, 18.33, 1834 ähnlich, von den
sporadisch vorkommenden aber verschieden. Man sehe besonders Gilbert's Annalcn,
Bd. 75, p. 113. Auch am 10. August 1815 sah man ungemein viele Sternschnuppen.
Chladni. Feuernieteore, p. 89.
*) Chladni. lieber Fenermcteore und die mit denselben herabgefallenen Massen.
Wien, 1819. Was die Aehnlichkeit und die Verschiedenheit in der äusseren Fonii
nnd Textur betritft, so sehe man besonders Chladni's Verzeichniss seiner Sammlung
in Kastnek's Archiv für die gesammte Naturkunde, Bd. IV, p. 200—240. Ihre grössere
oder geringere üebereinstimmnng in Ansehung ihrer Bestandtheüe ist vorzüglich gut
zusammengestellt in Kämt/,' Lehrbuch der Meteorologie, 3. Bd., p. 2.51 sii.
') Voiot's Magazin für den neuesten Zustand der Naturkunde, Bd. IX, p. 408.
*) Auch BEnzELius scheint dieser Meinung, wenn die Feuermeteore nicht aus
dem Monde kommen können, nicht abgeneigt. PooGENDOitri-'s Annulen, Bd. 33.
'') Chladni in Giluert's Annalcn, Bd. 75, p. 250, verglichen mit Euex, eben-
daselbst, Bd. 72, p. 383.
12. Noch etwas über Sternsehmippeu. als Nachtrag. 171
So viel wissen wir also von den Sternschnuppen:'!
1. Sie bewegen sich in grossen Höhen, in Abständen von mehreren,
selbst von 30 bis 40 Meilen über die Oberfläche der Erde; 2. die Ge-
schwindigkeit ihrer Bewegung ist der der Planeten gleich und die
relative Geschwindigkeit gegen unsere Erde kann 8 bis 9 Meilen in
der Sekunde betragen; 3. sie kommen von aussen ans dem Welträume
in unsere Atmosphäre, entstehen ui'sprünglich nicht in derselben ; 4. sie
werden nicht vom Monde auf die Erde geschleudert.
Allein wie vieles bleibt uns noch bei diesen sonderbaren Meteoren
dunkel, ungewiss und unerklärbar. Warum entzünden sie sich? Wie
können sie in der so äusserst verdünnten Luft, in der sie fortschiessen,
mit so lebhaftem Lichte fortbrennen oder fortglühen? Wie können die
verhältnissmässig so wenigen Pfunde herabfallender Meteorsteine sich
dort oben zu Körpern von mehreren 100 Fuss im Durchmesser aus-
dehnen? Muss man nicht mit dem scharfsinnigen Herrn vox Hoff in
Gotha -j annehmen, dass die in unseren Duustki'eis gerat henen Stern-
schnuppenmassen darin noch erst einen besonderen chemischen Process
veranlassen und erleiden, der erst das völlig ausbildet, was als Meteor-
stein herabfällt? Ein Process, der nicht blos in Entzündung bestehen
kann. — Alle diese und noch viel mehr Fragen können wir bisher ent-
weder gar nicht oder doch nur sehr unbefriedigend beantworten, und
es ist sehr zweifelhaft, ob wir je über diese Umstände zu mehr Ein-
sicht und Gewissheit kommen werden, da wir wohl das, was in so hohen
Räumen, wo die Luft vielfach dünner ist, als unsere besten Luftpumpen
sie hier unten machen können, aber vielleicht aus einer uns ganz un-
bekannten Gasart besteht, bei fast absoluter Kälte vorgehen kann, und
wie dort Wahlanziehung, Elektricität, Magnetismus u. s. w. wirksam seiu
mögen, schwerlich je werden errathen können.
Nocli etwas über Sterusclmuppeu, als Naclitrag.
Bremen, den 4. Januar 1837.
(Schamacher's JahrljBcli für 1837, S. 278—282.)
Der oben in diesen Blättern enthaltene Aufsatz über die Stern-
schnuppen wurde im Juli 1836 niedergeschrieben: jetzt kann ich noch
') Nämlich von denen, die mit den Feuerkugeln, wo nicht identisch, doch nahe
verwandt sind. Wenn es, wie ich glaube, noch andere giebt, so machen doch diese
anderen nur einen sehr kleinen Theil der Sternschnuppen aus.
-) Poggekdobff's Annalen, Bd. 36, p. 161.
272 Abhaudluiigen.
etwas hinzufügen. Die nun schon so oft jährlich wiederkehrende Er-
scheinung einer ungewöhnlich, ja oft ganz stauuenswünlig grossen Menge
dieser Meteore in den Nächten des 11., 12., 13. und 14. November hat
die Naturforscher und Astronomen bewogen, auch dies Jahr mit Sorg-
falt und Erwartung den Himmel in den genannten Nächten, wo es nur
irgend die Witterung erlaubte, zu beobachten. Viel hat zu diesem Be-
obachtungseifer gewiss die Bekanntmachung der treiflichen Instruktion
beigetragen, die der hochberühmte Arago für die Officiere und Gelehrte
des zu einer wissen.schaftlichen Keise ausgerüsteten französischen Schiffs,
la Bonite, entworfen hat. Von dem Ei-folge dieser Beobachtungen will
ich nun Nachricht geben.
In der Nacht vom 11. auf den 12. November scheint es an den
mehrsten Oertern trübe gewesen zu sein. Nur in Breslau wui'den von
9-i- Uhr Abends bis 4 Uhr Morgens 40 Sternschnuppen gesehen, eine
für diese Jahreszeit gar nicht ungewöhnliche Menge.
In der Nacht vom 12. auf den 13. November war es in Breslau
trübe und regnerisch: aber fast in ganz Frankreich, am Ober- und
Niederrhein und in Frankfurt sehr heiter. In Paris zählte man auf
der Sternwarte 170, in Frankfurt bei nicht ganz freier Aussicht 155
Sternschnuppen, und in der (hegend von Düsseldorf wurden von vier
verbundenen, ihre Aufmerksamkeit gegen die vier Weltgegenden richten-
den Beobachtern sogar 306 dieser Meteore gesehen.
In der Nacht vom 13. auf den 14. November, die in Paris trübe
war, konnte man in heiteren Zwischenzeiten zu Frankfurt von 11 Uiir
ö Minuten bis 12 Uhr 'M Minuten 23, und in Berlin von 9 Uhr 50 Minuten
Abends bis 2 Uhr 15 Minuten Morgens, hier nur im vierten Theil des
Himmels 34 Sternschnuppen bemerken. In Breslau klärte es sich erst
gegen 3 Uhr Morgens unverhofft auf, und nun war der Anblick wirk-
lich ]irächtig. Allenthalben Sternschnuppen. Von 3 bis 6 Uhr Morgens,
also in 3 Stunden, wurden 140 Sternschnuppen beobachtet, wovon 4
grösser als Venus, 13 so gross als Jui)iter und 33 gleich Sternen erster
Grösse erschienen. Dies scheint der Glanzpunkt der diesjährigen No-
vemberperiode gewesen zu sein.
In der Nacht vom 14. auf den 15. November, von 74 Uhr Abends
bis 5| Uhr Morgens, sind wieder 142 Sternschnuppen zu Breslau bemerkt
worden, wovon 2 die Grösse der Venus, 5 die des Jupiters und 8 die
der Sterne erster Grösse hatten.
Auch in Nordamerika sind die Sternschnuppen in diesen November-
nächten beobachtet worden; das Nähere darüber ist mir aber noch iiiclit
bckiinnt.
.\lso sind auch im Jahre 1836 besonders in den Nächten, die auf
den 12. und 13. November folgen, ausgezeiciinet A'iele Sternschnuppen
12. Noch etwas über Sternschmippen. als Nachtrag. 173
gesehen worden, wenn sich gleich das Phänomen von 1799 und 1833
nicht wieder erneuert hat. Es scheint demnach, dass überhaupt eine
sehr grosse Menge der planetarischen Moleküle, die die Sternschnuppen
bilden, in Bahnen um die Sonne gehen, die die Ebene der Erdbahn
zwischen dem 18. und 21. Grad des Stiers schneiden. Diese einander
sehr nahen, unter sich fast parallelen Bahnen, bilden gleichsam eine
gemeinschaftliche Strasse für viele Myriaden, ja für viele Millionen dieser
winzig kleinen Asteroiden, die in nicht sehr verschiedenen Umlaufszeiten,
vielleicht von 5 oder 6 Jahren, ihre Umkreisung der Sonne vollenden.
Auch auf dieser gemeinschaftlichen Strasse scheinen sie sehr ungleich
vertheilt, bald in einem dichten Schwärm zusammen gedrängt, bald weiter
von einander gesondert. Im Jahre 1799 und 1833, vielleicht auch 1832
ging die Erde durch einen solchen dichten Schwärm : in anderen Jahren,
sowie auch 1831, 1834 und 1836 begegnete sie nur einzelnen, wenn gleich
vielen Sternschnuppen -Asteroiden. Vielleicht gehen mehrere solcher
dichteren Schwärme auf dieser Strasse einher, vielleicht aber müssen
die Erdbewohner jetzt bis 1867 warten, ehe sie dies merkwürdige
Phänomen in seiner ganzen Pracht, die es 1799 und 1833 hatte, sich
wieder erneuern sehen. Allein auch in der Zwischenzeit bleibt es höchst
wichtig, dass die Naturforscher aller Länder in den benannten November-
tagen jedes Jahi-es auf die jedesmalige Erscheinung dieser periodischen
Sternschnuppen, wie man sie mit Eecht zur Unterscheidung von den
das ganze Jahr hindm-ch sporadisch vorkommenden genannt hat, die
sorgfältigste Aufmerksamkeit richten. Ich sage mit Bedacht „aller
Länder": den einzelnen Gegenden können Wolken und Tageshelle dies
schöne Schauspiel leicht ' ganz oder doch grösstentheils entziehen.
Der scharfsinnige Biot hat bei dieser Gelegenheit eine ganz neue
Hypothese über die Sternschnuppen vorgetragen. Er will sie, wie ehe-
mals Mäiean die Nordlichtei", aus dem Zodiakallichte herleiten. Schon
Cassini glaubte, dass dies Zodiakallicht aus einer ungeheuren Menge
ganz kleiner Planeten bestehe, die nahe der Ebene des Sonnenäquators
um die Sonne kreisen. Nachher wollte man diese Lichterscheinung
für die Atmosphäre der Sonne halten. Allein der grosse La Place
bewies, dass eine Atmosphäre der Sonne nach den Gesetzen der all-
gemeinen Schwere nicht die so abgeplattete, linsenförmige Figur, die
das Zodiakallicht hat, annehmen und sich bei weitem nicht einmal bis
zum Merkur erstrecken könne, da das Thierkreislicht, wenigstens noch
oft, über die Erdbahn hinausreicht. La Place glaubte also mit Cassini,
dass das Zodiacallicht aus Molekülen bestehe, die nach planetarischen
Gesetzen um die Sonne cirkuliren. Nun, sagt Biot, befindet sich die
Erde in den ersten Tagen des Novembers in der Nähe des aufsteigenden
Knotens dieser die Sonne nebelfleckartig einschliessenden Umgebung; es
174 Alihaiidluus:en.
können also die Moleküle, woraus sie besteht, da sie noch über die
Erdbahn hinausragt, in den Dunstkreis der Erde gerathen. und werden
dann die Sternschnuppen bilden.
Es verstattet hier der Raum nicht, diese BioT'sche Hj'pothese um-
ständlich zu widerlegen. Ich will nur bemerken, dass auch hier schon
die so zuverlässig beobachtete relative Geschwindigkeit der mehrsten
Sternschnuppen gegen die Erde, von 4, 5 und mehr Meilen in der
Sekunde, die Erklärung derselben durch diese angenommenen, nach pla-
netarischen Gesetzen rechtläufig um die Sonne cirkulirenden Partikelchen
des Zodiakallichts ganz unmöglich macht, aller anderen Unwahrschein-
lichkeiten und Schwierigkeiten einer solchen Voraussetzung, auch des
Umstaudes, dass der Knoten des Sonnenäqnators nicht in der Nähe des
20. Grades des Stiers, sondei'u des 20. Grades der Zwillinge liegt, nicht
einmal zu gedenken.
13. Ueber die neueren Sternbilder.
[Schuraacher's Jahrbuch für 1810, S. 230—251.]
[Nach Olbers' Tode an Schmnacber abgeliefert und Teröffentlicht.]
Sobald die Menschen anfingen, den gestirnten Ilinunel aufmerk-
samer zu betrachten, und das geschah doch wohl schon in den frühesten
Zeiten, musste bei ihnen der Wunsch, ja das Bedürfniss entstehen, die
einzelnen Sterngruppen leicht von einander unterscheiden und wieder
erkennen zu können. Kein besseres und natürlicheres Hülfsmittel bot
sich zu diesem Zweck dar, als wenn sie sich eine grössere und kleinere
Sterngruppe unter irgend einem Bilde dachten, dessen Umrisse ihrer
Phantasie die einzelnen Sterne ungefähr zu bezeichnen schienen. So
entstanden wahrscheinlich bei den Indern, Chinesen, Aegj'ptern, Persein,
Arabern, Peruanern u. s. w. ihre verschiedenen Sternbilder, und so auch
diejenigen, die die Griechen angenommen und uns überliefert haben.
So sonderbar diese unsere alten Sternbilder auch zuweilen gewälilt
sclieinen, so muss man doch bekennen, dass mehrere sehr glücklich die
Figuren, die die Sterne unter einander bilden, ausdrücken.') In das
bizarre Gemisch von Menschen, Thiereu und einfachen A\'erkzeugen,
') BüTTMASN, Ueber die Entstehung der Sternbilder auf der griechischen Sphäre
(Abhandlungen der Königl. Akademie der WissenHchaftcn zu Berlin für dax Jahr 1836,
p. 10). Zn den zahlrciclu-ii Beispielen, die Herr Butt.mann anführt, nuiehtc ich noch
aus.ser dem Triangel nnd der südlichen Krone, den kleinen Hund, den Haben und
besonders den Skorpion rechneD.
13. Ueber die neuereu Sternbilder. 175
die sich die ersten Bezeichner der Sternbilder am Himmel gedacht
hatten, wusste der geistreiche Grieche bald, vielleicht mit einiger Ver-
änderung derselben, durch seine Mythologie eine gewisse Verbindung zu
bringen. Denn dass die Griechen diese Sternbilder von einem anderen,
wahrscheinlich asiatischen Volke, wenigstens zum grössten Theil er-
halten, nicht etwa selbst, wie Newton glaubte, kurz nach der Fahrt
der Argonauten am Himmel angeordnet hatten,') wird schon dadurch
höchst wahrscheinlich, dass sie noch lange einzelne Bilder nicht mj^thisch
zu deuten wussten, wobei ich nur an den Knieenden (nun Herkules)-)
und an den Schwan, wofür sie nur überhaupt einen Vogel oder die
nicht wohl mythisch zu deutende Henne malten, erinnere.
Mit diesen lieblichen Mythen in Verbindung gebracht, wui'den die
Sternbilder der Griechen von den griechischen und römischen Dichtern
besungen und sind dadurch gewissermaassen klassisch und ehrwürdig
geworden. Bei der jetzigen Vollkommenheit der Sternkunde ordnen wir
freilich die Sterne nicht mehr nach den Sternbildern, sondern nach
ihren Rektascensionen; aber doch blieben diese Sternbilder noch ein
eben so treifliches als natürliches, ja ich möchte fast sagen unent-
behrliches Hülfsmittel der Mnemonik, die Sterne kennen und unter-
scheiden zu lernen, eine Stelle am Himmel zu bezeichnen, und sich die
Lage der bezeichneten Stelle am Himmel gleich wieder in's Gedächtniss
zurückzurufen.
Die älteren Griechen zählten eigentlich nur 46, oder wenn man die
Scheeren des Skorpions, für die man auch schon vor der alexandrinischen
Schule hin und wieder die jetzt allgemein angenommene Waage setzte,
als ein eigenes Sternbild gelten lassen muss, 47 Sternbilder, wozu noch
HippÄRCH das 48., den Eqxmleus hinzufügte. Höfische Schmeichelei
suchte noch zwei Sternbilder, das Haar der Berenice und den Antinous
an den Himmel zu setzen, ohne allgemeinen Erfolg, bis Ttcho's Schutz
beiden zu einem ruhigen Besitz ihrer Plätze am Sternhimmel verhalf.
Als im 15. Jahrhundert die Schifffahrt sich bis zum Aequator und
über denselben hinaus zu erstrecken anfing, erblickten die Seefahrer
die den Alten ganz unbekannt gebliebenen Sterne, die den Südpol um-
geben. Auch sie empfanden bald das Bedürfniss, diese neu entdeckten
Sterne, um sich unter ihnen orientiren zu können, in Sternbilder ein-
') Bdttmann am angegebeuen Ort, jj. 25, .54, 55. Schaübach, Geschichte der
griechischen Astronomie. Bailt — man vergleiche auch P. v. Bohlen, Das alte Indien,
mit besonderer Bücksicht auf Aegypten, 2. TJi., 5. Kap., §§ 7, 8, 9, 10. Besonders
aber Herrmanx, Handbuch der Mythologie, Bd. 3.
■] Idkler, Ueber denUrsprung der Sternnamen. Berlin 1809. Diese höchst schätz-
bare Schrift des berühmten Gelehrten ist alleuthalbeu bei diesem kleinen Aufsatz zu
vergleichen.
\"Q Abhandlungen.
zutheileii. Diese im Sinne griechischer Mytliologie anzuordnen, um den
anderen Sternbildern ganz analog zu bleiben, konnte ihnen nicht wohl
einfallen. Sie wählten hauptsächlich Gegenstände, wie sie ihnen die
neu entdeckten Länder darboten, und so haben wir den Phönix, den
Toucan, die kleine Wasserschiauge, den Schwertfisch, den fliegenden
Fisch, die südliche Fliege, das Chamäleon, das südliche Dreieck, den
Paradiesvogel, den Pfau, den Indianer und den Kranich als Sternbilder
am südlichen Himmel erhalten.^)
*) Das Kreuz und die Taube bestehen aus Sternen, deren hauptsächlichste Ptole-
MÄüS schon in seinem Verzeichnisse hat. Die Taube hat Plancius eingeführt. (Paul
Merüla, Kosmograplna. Amsterdam 1605.) Die Geschichte der Einführung der
übrigen südlichen Sternliilder ist noch dunkel. (Ideler, JJcher den Ursprung der Stern-
namcn.) Man begnügt sich im Allgemeinen zu sagen, sie wären von portugiesischen,
spanischen und niederländischen Seefahrern eingeführt. Ideler, p. ;Uö, konnte, ausser
dem Kreuz und den beiden Wolken keius der übrigen Sternbilder bei den iberischen
oder italienischen Seefahrern finden, indessen ist es wahrscheinlich, dass schon einige
der ausgezeichnetsten Sterngiuppcn von ihnen benannt waren, wobei ich besonders
an den Flamingo (Phaecricopterus) erinnere, für den wir jetzt den Kranich zeichnen
und haben. Das Hauptverdienst haben unstreitig die Niederländer, und ganz besonders
und zuerst ein Seefahrer, den Bayer und Mkrüla Petrus Theodori von Ejtoen
nennen, und mit ausserordentlichen Lobsprüchen belegen. Ausser dem aber, was diese
beiden von ihm sagen, wusste man bisher fast nichts von diesem Mann. Ich glaube
einen kleinen Beitrag liefern zu können, der vielleicht weitere Nachforschungen
erleichtern kann. In der Nachricht von der ersten Expedition der Holländer nach
Ostindien (Recueil de Voyagcs, qui ont servi ä l'itahl. de la Comp, des Indes Orient.,
3. Edit. Ämst. 1717. 12. Tom. I), die, aus vier Schiffen bestehend, am 2. April 1595
segelte, wird p. 197 erzählt: „Le 30. Sept. 1595 fut marqui par la mort de Jean
DiGNAMSz, Capitaine — er komniandirte das zweite Schiff der Eskadre, den Holländer. —
Le 5 Oct. la lettre fermie, qui üoit signie des Directeurs, fut ouverte et lue dcvant
V^quipage, qui entendit, que Pierre DracKsz Keyser, ou Empereur, y itoit nommi
paar maitre." Nachher steht p. 360: „1 Sept. 1596 le soir du meme jour mourut
Pierre DmcKsz Keyser, premier pilote, et tr&s exp6riment6 marinier, et ü la mort
duquel la Compagnie, et les vaisseaux qui etoint devant Bontam perdireiit beaucoup."
Dass dieser Pierre Dircksz Keyser und Petrus TnEODORi dieselbe Person war, leidet
keinen Zweifel. Die Flotte kam im August 1597 zurück, und früher konnte also
Plantids die Beobachtungen seines ehemaligen Schülers nicht erhalten, die er nach
Mebüla umständlich bekannt macheu wollte, was aber nie geschehen ist. Indessen
wurden sie fiu- Himmelskugeln wahrscheinlich von Jod. Hondids oder Arnoldits und
Hknruus Florentiüs von Langern benutzt, und von einer solchen Ilimnielskugel
hat vermuthlich Bayer 1603 seine Zeichnung der südlichen Sternbilder genommen.
Petrus Theodori beobachtete 121 südli<^he Sterne, wie es unter seinen Verhältnissen
zu erwarten war, ziemlich schlecht. Vermuthlich, um diesen Globen keinen Vorzug
vor den seiuigen zu lassen, bewog Guil Jansonius Cäsius oder Bleaw, den damals
(bis IßOl) als Gefangenen des Königs von Bantarn auf Sumatra sich aufhaltenden
Friedrich Houtmann, gleichfalls diese südlichen Sterne zu beobachten. Nostro duda,
sagt Bleaw. Auf dem Himmelsglobus von 1603 des Bleaw, den Kästneu besass,
stand: Hahctis hie, aatronomiae atudioail trecetitas antarctico mundi vertici viciniures
13. Ueber die neueren Sternljilder. 177
Die Alten hatten nur die Himmelsräume, wo sich hellere Sterne
und Sterngruppen zeigten, zu ihren Bildern genommen. Es blieben also
Aiele Stellen am Himmel von Sternbildern nicht besetzt: und man nannte
die sich dort zeigenden Sterne informes oder sparsiles. An sich hatte
dies keine Unbequemlichkeit. Indessen waren einige dieser leeren Räume
sehr gross, und an anderen Stellen zeigten sich einige so kenntliche
Sterne, dass sie eben so gut ein Recht zu haben schienen, mit einem
Sternbilde bezeichnet zu werden, als mehrere unter denen, die man
schon immer als Sternbilder genannt und angesehen hatte. Deswegen
setzten neuere Astronomen, wie Bartsch uns sagt, vielleicht zum Theil
er selbst, noch den Camelopard, das Einhorn, die Fliege, den Hahn und
die Flüsse Jordan und Tiger oder Euphrat an den Himmel. \)
Damit war nun wirklich der Sternenhimmel hinreichend besetzt,
und alle Vortheüe, die Sternbilder dem Gedächtniss und der Einbildungs-
kraft bei Erlernung der Astrognosie gewähren können, vollständig, ja
überflüssig erreicht. Als aber Hevelius in der letzten Hälfte des
17. Jahrhunderts durch fast unglaubliche Mühe und Fleiss sein Stern-
verzeiclmiss zu Stande brachte, war es ihm höchst ärgerlich, dass Leute,
die die Position keines einzigen Sterns selbst bestimmt, sich doch heraus-
stellas, ex observationibus seeimdicm jam a Pridekico Houtmanno, majori studio, et
ai'ommodatioribus instrumentis ad Stellas, a Tychone positas f actis et accuratiore dis-
positione restro commodo et delectationi depictas Ä. 160S: Hoütjiann und CÄsros
behielten dieselben Sternbilder, wie Petküs Theodoei, bei. Vor 1597 scheint es fast,
dass diese zwölf neuen südlichen Sternbilder noch ganz unbekannt waren. Robert
HüES, der 1591 und 1592 jenseits des Aequators war, und in seinem 1594 heraus-
gekommenen Tractatus de globis sehr umständlich und verständlich von dem südlichen
Sternhimmel spricht, weiss nichts von diesen Sternbildern. Der so gelehrte Cladius
bildet sich sogar ein, nahe um den Südpol gebe es gar keine Sterne, und der süd-
lichste Stern des Kreuzes sei der nächste Stern beim Südpol. Dass Planciüs selbst
vor diesen Beobachtungen des Pierre Dircks Keyser oder Petrus Theodoei diese
Sternbilder noch gar nicht kannte, erhellt aus seiner zu Linshoten's Eeisebeschreibung
1594 gezeichneten Karte, auf der blos seine Taube, das Kreuz und ein südlicher
Triangel, die beiden letzteren noch an ganz unrichtigen Stellen vorkommen. Man
vergleiche auch des Herrn Professor Moll vortreffliche Verliandeling over eenige
vrocgere Zeetochten der Nederlanders, unter dem Artikel: Plancius.
') Die Entstehung dieser Sternbilder ist noch unbekannter, als die der südlichen.
S. Ideler a. a. 0. Das Einhorn scheint schon in der Mitte des 16. Jahrhunderts
bekannt gewesen zu sein. Die Fliege wird Habrecht in Strassburg zugeschrieben.
Wenn es der Mühe werth wäre, diesen Theil der Geschichte des Sternhimmels auf-
zuklären, so Hesse sich dies wohl nur von Astronomen, die grosse Bibliotheken be-
nutzen können, erwarten. Ein spanischer Schriftsteller, D.Joseph Garriga (TJrano-
graphia, Madrid IT 99, 8"), sagt, gewiss irrig, Gassendi habe den Camelopard und das
Einhorn eingeführt. Dei'selbe schreibt unbedingt, p. 72, dem Petrus Theodoei die
Bekanntmachung der zwölf südlichen Sternbilder zu, ohne irgend eines Antheils
.spanischer oder portugiesischer Seefahrer zu erwähnen.
Olbers 1 12
178 Abliaudhiugeu.
genommen hatten, neue Sternbilder am Himmel einzuführen. Mit einigem
■Widerwillen behielt er den Camelopard, das Einhorn und die Fliege
von Bartsch bei; aber die Flüsse verwarf er, und setzte anstatt ihrer
und in einigen anderen ihm noch zu leer scheinenden Stellen die Jagd-
hunde/) den Berg Menalus. den Cerberus, den Fuchs mit der Gans,
die Eidechse, das Sobieski'sche Schild, den Luchs, den kleinen Löwen, den
Sextanten und das kleine Dreieck an den Himmel, und gab zugleich
dem Antinous Bogen und Pfeil in die Hände.
So unnöthig diese Vermehrung der Sternbilder auch war, so kann
man es dem braven Hevelius doch wohl gönnen, dass durch die all-
gemeine Annahme und Beibehaltung derselben wenigstens das Andenken
an seine unermesslichen Arbeiten erhalten wird. Hevel hatte nämlich
das Unglück, dass sein Fixsternverzeichniss, bei dem er den grössteu
Theil seiner Lebenszeit, seiner Kräfte und seines Vermögens aufgeopfert
hatte, und wodurch er sich ein unsterbliches Verdienst um die Stern-
kunde erworben zu haben glaubte, schon nach wenig Jahren durch
das bessere und vollständigere britische Verzeichniss verdrängt und
fast ganz unbrauchbar wurde.
Die Astronomen brauchen es nicht mehr, und können es auch
wirklich nicht mehr, ausser in seltenen Fällen zu einigen unbedeutenden
Xachweisungen gebrauchen. Für diese HEVEL'schen Sternbilder spricht
auch noch, dass sie wenigstens zum Theil den älteren analog gebildet
sind, einige selbst mythologisch und die übrigen fast alle, wie die
mehrsten älteren, Thiere vorstellend. Man kann also zur Empfehlung,
wenigstens zur Vertheidigung dieser HEVEL'schen Sternbilder sagen,
dass, wenn sie auch hie und da unsere Sternkarte überladen, sie die-
selbe doch nicht sehr verunzieren.
Von den übrigen Sternbildern, die man im 17. Jahrhundert ein-
zuführen A^ersuchte, sind nur zwei auf unseren jetzigen Karten geblieben,
die Karlseiche und der brandenburgische Zepter, denn das Herz Karl's
des Zweiten ist nur die Benennung eines Sterns, kein Sternbild. Wider-
rechtlich hatte Halley die Karlseiche aus Sternen gebildet, die dem
') Sclum lange vor Hkvkl hatten einige Astronomen dem Bootes zwei .Jagd-
bnnde zugetlieilt, die aber nicht, wie Hkvel sie anordnet, auf den grossen Bären
gehetzt scheinen, sondern von diesem abgcUihrt, dem Bootes am Bande geführt
folgten. So finde ich sie schon auf der rhiuisphäre in Appian's Astro}io)nicon Cae-
anrewn, und auch noch gegen das Ende des 17. Jahrhunderts in einem mit krassem
Möncliswitze geschriebeneu Buche, dessen Titel ich der Sonderbarkeit wegen voll-
ständig hersetze: Coelutn Poeticum seu Sphaera astronomica e vetuatinsimis Foesoos
umbria tiovinsimc cruta, atque ut lud darctur Lucis Mundi Genetricl, coelorum
omniHni reyinae hwnaiiitati Deiparae, totius hunumitatis principi, Mariae subniis-
idssime ad pcdcs pervoUUa a P. ViTO Schkfpkr c Soc. Jesu, Prayae 1686, 4".
13. Ueber die neueren Sternbilder. 179
Schiff Argo gehören; aber iinerachtet der Protestation von La Caille
gegen diese Usurpation hat sich dies Sternbild erhalten. Kirch wollte
die sächsischen Churschwerter, den Keichsapfel und den branden-
burgischen Zepter an den Himmel setzen. Die Churschwerter wurden
von dem HEVEL'schen Berge Menalus bedeckt, und der Reichsapfel musste
dem Bogen und Pfeil, den Antinous von Hevel erhielt, weichen; und
selbst da die neueren Himmelskarten den Antinous mehrentheils wieder
entwaffnen, hat er doch den Reichsapfel nicht wieder in die leer gewordene
Hand genommen. Auch würde der brandenburgische Zepter, obgleich
er kein anderes Sternbild beeinträchtigt, schwerlich noch auf unseren
Sternkarten erscheinen, wenn Bode nicht königlich preussischer Astronom
gewesen wäre. Der Hahn, auch aus Sternen, dem Schiff Ai'go gehörend,
gebildet, ist von selbst wieder verschwunden. Regierungs- und Richter-
zepter Ludwigs des XIV., womit Roter seinen König ehren wollte, hat
ohne Widerstreben der HEVEL'schen Eidechse Platz gemacht; die fran-
zösische Lilie hat die Fliege nicht verdrängen können, und mehrere
andere, z. B. der kleine Krebs, der südliche Pfeil, der Naber, die
Fahne u. s. w. sind nie sonderlich bekannt und beachtet worden, und
jetzt längst vergessen.
An den beibehaltenen 78 oder 79 Sternbildern hatte man nun schon
mehr als genug, aber die Eitelkeit, neue Sternbilder einzuführen, hatte
im 18. Jahrhundert alle Schranken überstiegen und uns noch 26 neue
Sternbilder aufgebürdet. Diese unmässige Menge neuer, grösstentheils
aus kaum kenntlichen Sternen bestehender Sternbilder, erleichtert die
Astrognosie durchaus nicht; vielmehr wird diese dadurch erschwert und
verwirrt. Dabei sind diese neuesten Sternbilder grösstentheils so un-
passend zu den übrigen, so geschmacklos gewählt, dass man unsere
heutigen damit überfüllten Himmelskarten nicht ohne "Widerwillen an-
sehen kann. Der Erste, der ein solches Beispiel von Einführung un-
passender Sternbilder gab, war der sonst so hochverdiente und auch
von mir so hochverehrte La Caille. Wären über den ganzen Himmel
neue Sternbilder einzuführen gewesen, so konnten diese vielleicht nach
einem willkürlichen Princip gewählt werden, und immer hätte man durch
sie die vornehmsten Werkzeuge und Erfindungen unserer Künste zu
verherrliclien suchen mögen, wenn diese wirklich dadurch verherrlicht
werden können. Allein, da man die alten mythischen Figuren von
Heroen und Thieren beibehielt und beibehalten musste, so konnte man
höchstens zwischen ihnen die Vorstellungen einiger astronomischer Werk-
zeuge dulden, nicht wünschen; Bilder hingegen, wie die Bildhauer-
werkstatt, der chemische Ofen, die Malerstaffelei, das Mikroskop, die
Luftpumpe u. s. w. gehören gar nicht an diesen Himmel, und ihre Ein-
schiebung zwischen die alten, so ganz heterogenen, bleibt, man mag
12*
jgQ Abliaiidlungen.
sagen, was man will, geschmacklos und unangenehm.*) Dasselbe Urtheil
niuss man über die Buchdruckerwerkstatt und die Elektrisirmaschine
Aon BoDE, wie über den La LANDE'schen Luftballon fällen, obgleich
letzterer doch noch einige Verwandtschaft mit dem Himmel zu haben
scheint. Der Einsiedler- Vogel von Le Monnier könnte allenfalls sitzen
bleiben, wenn er nicht die A\'aage beeinträchtigte; aber Le Monkier's
Rennthier ist wegen seiner Kleinheit abgeschmackt, kaum so gross als
die Eidechse und viel kleiner als der Haase. Auch der La LANDE'sche
P2rntehüter (Messier), halb hinter dem Geweihe des Eennthiers versteckt,
bleibt ein kleiner Pygmäe, ausser allem Verhältniss gegen die kolossalen
mensclilichen Figuren der Alten, unerachtet er dem C'epheus und der
Cassiopeja den grössten Theil seines kleinen Besitzthums geraubt, und
dadurch besonders den Thron oder den Stuhl der Cassiopeja in eine
verschobene Form zusammen gepresst hat. Das kleine winzige Männlein
nimmt sich unter den Riesengestalten widrig und lächerlich aus. Fkied-
RicH DES Grossen unsterblicher Name braucht nicht durch das so un-
verständlich benannte und so widerrechtlich ans Sternen der Andromeda
zusammengesetzte Sternbild, die Friedrichsehre'-), erhalten zu werden;
und wenn es eine Ehre für den gl'ossen König sein soll, dass sein Name
unter vielen bei einigen unscheinbaren Sternen genannt wird, so muss
man sich erinnern, dass er diese seinsollende Apotheose nicht blos mit
dem braven Sobieski, sondern auch mit dem Schwächling Poniatowski, ")
') Herr Bi'TTMANN „^vünsclit dem südliolieii Sternhimmel (Astronomisches Jahrbuch
für 1S22, }>■ m, f>3) eine ganz neue astroynostische Eintheiluiig und Benennung statt
der jetzt bestehenden durchaus kleinlichen und gescIimacMoscn," und bedauert, „dass
es dem Herrn von Humikildt, den der Anblick des trüpisclien Himmels so entzückte,
nicht in den Sinn kam, diesem iisthetisclien Bedürfniss zu fjeuiliien". — Eine gänz-
liche Abschaffumi und Erneuerung auch der Sternbilder, an die man nun schon seit
mehr als 230 Jahren gewöhnt ist, möchte doch den Astronomen bedenklich .scheinen;
aber ohne Schwierigkeit oder Nachtheil kann man die grüsstentheils ganz unschein-
baren Sternbilder wieder weglassen, die in späterer Zeit liiuzugefüst sind, und die
eigentlich durch ihren schneidenden Kontrast zu allen übrigen .Sternbildern das
ästhetische Gefühl sehr beleidigen.
•) Ueher die Friedrichsehre wurde zwischen L.v Landk und Budh ein förm-
licher Traktat geschlossen. La Lande erklärte sich, die Friedrichsehre in seine
Sternkarten aufnehmen zu wollen, wenn Bode seinerseits den Messier oder Ernte-
hüter als Sternbild anerkenne. Eine unbefugte Nachgiebigkeit von La Landk; denn
um der Friedriehsehre am Himmel Platz zu machen, musste die Andromeda ihren
rechten .\rm an eine andere Stelle legen, als dieser seit 3000 Jahren eingenommen hatte.
') Der PojJiATOwsKi'sche Stier hat doch eine Art von Legitimität, da der Abb«
PozcoDUT vor der Eiiifühniug desselben mit den Astronomen, und namentlich mit
der Pariser Akademie und der Londoner Societät darüber unterhandelte. Beide
erklärten sich, diesen zweiten Stier am Sternhiniiiicl anzuerkennen unter der Be-
dingung, dass den dazu genommenen Sternen die bisherige Bezeichnung njit Buch-
staben oder Zahlen gelassen werde. Uebrigens hatte Stanislaus, wie Kaiu. dkii
13. Ueber die uenereu Sternbilder. 181
und dem unbedeutenden Kael dex Zweiten von Grossbritannien zu
theilen hat. Geokg des Dritten Name Avird auch ohne die Georgsharfe
des Pater Hell gefeiert auf die Nachwelt kommen; und allein schon der
Uranus wird Heeschel's Andenken glorreich erhalten, so lange noch
irgend astronomische Kenntnisse bei dem menschlichen Geschlecht dauern,
ohne dass sein Teleskop den Himmelsraum einzuengen braucht. Durch
die Löwen und den Luchs wird das Katzengeschlecht hinreichend an
dem Sternhimmel repräsentirt, und es ist sehr unnöthig, deswegen noch
eine Katze unter die Gestirne zu versetzen, weil La Lande dies Haus-
thier liebte.
Ich berufe mich auf das Urtheil eines Jeden, der eine gute ältere
Abbildung des Himmels und seiner Gestirne mit den neueren Stern-
karten vergleicht, ob ihm nicht in den letzteren die Ueberfüllung und
die ganz unschickliche Vermischung so durchaus heterogener, gar nicht
zu einander passender Sternbilder höchst unangenehm auffällt. Da nun
durch diese übermässige Menge von Sternbildern gar nichts gewonnen,
die Astrognosie erschwert und der Geschmack beleidigt wird, so möchte
ich die Astronomen dringend auffordern, den Sternhimmel wieder von
dieser unnützen und misszierenden Ueberladung zu befreien, und alle
Sternbilder auszumerzen und abzuschaffen, die man seit Hevel's und
Flamsteed's Zeiten eingeführt oder einzuführen versucht hat. Wenn
man gleich auch unter den HEVEL'schen einige wegwünschen möchte,
und sich für einige wenige Sternbilder des 18. Jahrhunderts vielleicht
etwas zu ihrer Vertheidigung sägen lässt, so kann hier doch keine
partielle Auswahl Statt finden, um nicht auch künftig eine sehr zu
wünschende, völlig unveränderliche Gleichförmigkeit in der Darstellung
der Gestirne auf unseren Sternkarten zu gefährden oder gar zu ver-
hindern. Deswegen scheint es mir nöthig, eine gewisse Epoche, gleich-
sam einen annus normalis festzusetzen, und eben so imbedingt alle
Sternbilder anzunehmen, die Hevel und Flamsteed anerkannten, als
unerbittlich alle zu verwerfen, die spätere Neuerungssucht und Eitel-
keit eingeschoben hat. Dann ist auch zu wünschen, dass die.se beibe-
haltenen Sternbilder immer auf eine so übereinstimmende Art gezeichnet
werden, dass stets dieselben Sterne in gleichen Theilen des Bildes sich
befinden. Zwar bezeichnen wir nicht mehr wie die Alten, selbst noch
He\'el, einzelne Sterne blos durch die Stelle, die sie im Bilde einnehmen,
sondern bequemer und deutlicher durch Buchstaben oder Zahlen; aber
es bleibt doch sehr nützlich, wenn man sogleich den Ort, den ein neues
Phänomen, z. B. ein Komet, einnimmt, und die Richtung seiner Be-
ZwEiTE, wirklicli Verdienste um Beförderuug der Sternkunde, die Friedrich der
Grosse nie sonderlich beg-iiiistii;t h.at.
132 Abhandlungen.
wegung durch Theile des Sternbildes, worin man ihn gesehen hat, an-
deuten und verständlich machen kann. Auch hier könnte man z. B. die
Bilder in Flajistf.ed's grossem Atlas als feststehenden Typus annehmen,
um so mehr, da Flamsteed sich sorgfältig nach älteren Vorbildeiii und
den Angaben des Ptolemäischen Verzeichnisses gerichtet hat; nur sind
mehrere seiner Figuren gar zu hässlich, unnatürlich und verzeichnet.
Ohne dem FLAMSTEEü'schen Princip etwas zu vergeben, könnten diesen
verzerrten Bildern die schöneren und gefälligeren Formen eines Senex,
Vaxgoxdt, des Paters Chrysologxe u. s. w. substituirt werden. Nur bei
dem einmal angenommenen Typus müsste man unwandelbar beharren.
Persönliches.
U. Alis „Impostiire asti"oiiomiqiie grossiere (In Chevalier
D'Augos,
devoillee par J. F. Excke a Gotha".
[v. Zach. Correspondance astronomique. Vol. IV, Heft 5, S. 456—463. Mai 1820.]
La comete, dont il est qiiestion, est teile de l"an 1784, qui depuis loug-tems a
parne suspecte, et de laquelle il a dejä ete parle d'une maniere uou moiiis equivoqne
ilaus le II vol. pag-. 73 de cette Correspondauce. Une lettre de M. Olbers a douue
lieu ä des nouvelles recherclies, voiei ce qu'il a ecrit ä ce sujet ; nons rapportous ses
propres paroles:
„Je voudrais bien vous inviter ä l'examen d"une comete douteiise,
dont le resultat serait, ou la connaissance de Torbite incoumie d'une
comete tres-remarqnable. ou la decouverte d'une imposture des plus
effrontees. Pour bien juger cette aifaire, il sera necessaire de prendre
en consideration toutes les circonstauces, qui ont accompagnees la decou-
verte, et les observations de cet astre, ä cet effet je commencerai par
en exposer toutes les particiilarit«s.
La comete, que je denonce ici, est la seconde de l'an 1784. Le 14
mai de cette annee iL Messlee recut une lettre de Malte datee du
15 avril, dans laquelle le Chevalier D'Angos lui aunonrait, que le
11 avril, il avait decouvert dans la constellation du Benard, une tres-
petite comete sans queue. Qu'au commencement il l'avait prise pour
une nebuleuse, mais qu'il en avait fort bien fixe la position. Le 13,
il s'etait assure que c'etait une comete, mais il n'a pu l'observer, non
plus que le 14 ä cause des nuages. Mais le 15, il l'a tres-bien observee,
eile lui avait pavue ce jour plus lumineuse, peut-etre ä cause d'un ciel
plus serein. II donne ces deux observations de la maniere suivante:
Avril 11 ä 2'' 31' m. t. vr. as. dr. 315" 18' decl. b. 22<' 21',
Avril 15 ä B^ 18' m. t. vr. as. di\ 3070 55' decl. b. 15" 28'.
Voilä tout ce que le Chevalier D'Angos rapporte dans sa lettre
ä M. Messiek ; il n'a plus re(;u d'autres observations de lui, mais quelque
tenis apres le Chevalier lui envoya les elemens de l'orbite de cette
comete, qu'il avait calcules, d'oü l'on pouvait presumer qu'il l'avait
observe assez long-tems, pour avoir pu entreprendre ce calcul. Messier
avait cherche cette comete inutilement.
186 Persönliclies.
L'oii sait que l'observatoire de Malte a ete consiimt' par le feu
quelque tems apres, avec tous les papiers etc On crovait par
consequent en France, les observations de cette comete irrevoquablement
perdues. Mais comine les deux observations rapportees de cette comete
ne s'accordaient pas avec les elemens de l'orbite que M. D'Axgos en
avait donne, M. Burckhakdt s'est donne beaucoup de peines. pour tirer
de ces deux observations, moyennant quelques suppositions vraisemblables,
des elemens que je placerai ici a cöte de ceux du Chevalier D'Axgos.
Xo. I
No. 11
Xo. III
eher D'Angos
Avril 9
1784 Tems du perihelie Mars 11. S""
Mars 9. 7^
Mars 10. 0""
21'' 16' 46"
Longitude du perihelie 5' 0"
i' 13°
4^ 17»
10* 28» 54' 57"
Longitude du noeud 1" 25"
P 12»
P 5»
2^26*52' 9"
Inclinaison de l'orbite 2G''
64"
84»
47» 55' 10"
Distance du perihelie 0,6821
0,ö857
0,6377
0.650 531
Mouvement directe.
directe.
directe.
retrograde.
L"on voit qu'aucune des orbites de M. Bueckhakdt, n'a la moindre
ressemblance avec celle du Chevalier D'Angos. Dans Torbite No. I,
M. BuKCKH.^RDT suppose, que dans les deux observations du 11 et du
15 avril, la comete avait ete ä egale distance de la terre. Dans celle
cöte No. II, la comete ayant parue uu peu plus lumineuse le 15 avril,
il l'a supposee i plus pres de la terre. et comme cette seconde orbite
avait quelque siniilitude avec celle de la comete de l'an 1580, M. BrncK-
HAEDT fut d'autant plus curieux d'apprendre quelques particularites sur
ces observations, qui auraient pu Uli donner quelques lumieres; il s'adressa
pour cela ä M. De Lajibee, qui ecrivit ii M. D'Angos. Celui-ci repondit,
quHl n'avait sauve de Vincendic de Tobservatoire de Malte qtie son
Journal meteorologique, dans leqioel sous la date du 32 avril 17S4, il
n'avait trouve que V Observation d'une lumiere zodiacale, sans qu'il y
soit fait mention de la comete, d'ou il conduait que le 22 avril la co-
mete n'avait plus ete visiUe. C'est dans cette derniere suppositioii tiue
M. BrncKHARDT calcula l'orbite No. TIT.
Mais ce que les astrononies, et le Chevalier D'Axgos lui-meine
avaient cru irrevoquablement perdu (Ce dernier redoutant les rechei'chcs
de M. BuKCKHAEDT, ne fit peut-etre que semblant de croire ä cette
I)erte) a ete sauve depuis long-tems, et dei)uis long-tems il avait ete
im])rime dans uu Journal publie ä Leipzig Mar/azin pour les mathe-
matiques pures et appliquees. On le trouvera dans le I" Cahier de
l'an 1786, page 132, sous ce titre: Observations du clievalier D'Angos,
et determination de l'orbite de la seconde comete qui a parue en 1784
döcouverte par lui-meme, tirees d'un memoire 6crit de la main du Che-
valier. M. D'Angos donne les observations suivantes pour les siennes.
\iä
14. Imposture astronomique grossiere du clievalier D'Angos. 187
avec la remarque qu'ä cause de Textreme petitesse de la comete, et des
brouillards qui avaient couvert le ciel, la comete depuis le 1 mal avait
cessee d'etre visible.
Observations du Chevalier D'Axgos de la seconde Comete de Tau 1784.
1784
t. m. ä
Paris
Long-itude
Latitude
vril 10.
131" 42'
55"
325» 53'
15"
37"
25' 30"
„ 14.
15 h 18'
4fi"
815» 3'
12"
33»
11' 40"
„ 15.
1511 18'
50"
312» 31'
1"
31»
59' 10"
,. 16.
15 i 19'
0"
310» 8'
24"
30»
42' 1"
„ 17.
15 h 20'
20"
307» 39'
49"
29»
23' 8"
„ 18.
15h 0'
40"
305» 23'
48"
28»
4' 0"
„ 22.
141 58'
40"
296» 48'
41"
22»
22' 1"
„ 23.
16 t .SO'
31"
294» 41'
2"
20»
48' 50"
„ 25.
15 u 50'
48"
290« 59'
59"
17»
54' 58"
„ 26.
IBh 0'
10"
289» 12'
21"
16»
26' 50"
„ 28.
15 h 53'
55"
285» 47'
48"
13»
32' 59"
„ 29.
1511 40'
10"
284» 11'
31"
12»
8' 25"
„ 30.
151» 31'
3"
282» 87'
17"
10»
55' 41"
Mai 1.
14h 50'
18"
281» 8'
12"
9»
23' 0"
D'ap-es ces ohservations (ajoute le Chevalier) ;fai calcule les elemens
suivans d'une orhite paraholique, et ils les representent avec une plus
(jrande precision qiie je n'ai ose Vesperer öJim si petit nombre d'obser-
vations; Verreiir soit ea lonr/itude, soit en latitude. ne montait pas au
delä de T 10" etc Suivent ä present ces elemens, tels que nous
les avons rapportes plus haut, ä la legere difference pres, que rincli-
naison de l'orbite y est donnee plus exactement =47° 55' 8,5".
Les ohservations suivent une marche assez reguliere, et n'annoncent
rien de suspect. II n'y a que la latitude du 30 avril qui decelerait,
d'apres les differences, quelque erreur de copiste ou d'impression; mais
comme le Chevalier D'Axgos assure avoir compare toutes ses ohser-
vations avec les elemens de son orbite, cela rend la chose plus que
douteuse, car ces ohservations ne donnent pas des erreurs d'une miniite,
mais des signes tout entiers.
Ayant deterre les ohservations du Chevalier D'Angos, j'ai cru de
mon devoir de les communiquer premierement ä M. Büeckhardt. Apres
avoir fait mention, dans sa reponse, de toutes les tentatives, qu'il avait
fait pour calculer cette orbite, il ajoute: „Votre decouverte est iuipor-
tante, puisque probablement on pourra faire voir ä present, comment
ces ohservations ont ete fahriquees. L'ignominie et l'opprobre seront
la juste recompense due au Chevalier. A-t-on jamais vu observer une
petite comete avec une amplification de 300 fois? (ainsi que D'Angos
le dit dans son memoire) pourquoi ne donne-t-il pas les ascensions
droites et les declinaisons, mais seulement les longitudes et latitudes?
N'est il pas probable qu'il a imagine des elemens d'une orbite et qu'ensuite
188 Persöul iches.
il en a deduit les longitudes et les latitiides g-eocentriques? II ne
pouvait donner les ascensions droites, et les declinaisons saus allouger
son travail. Apparemment quelque erreur constante s'etait glissee dans
ses calculs, par exemple, en copiant mal les lieux du soleil de la Con-
naissaiice des tems, ou en se trompant d'un ou de deux signes en les
transcrivant. Comme vous avez probablement garde tous vos calculs,
ce qui n'est pas le cas avec moi, il vous sera peut-etre possible de
suivre la piste, de decouvrir Terreur constante, et de mettre la belle
equipee du Chevalier D'Angos, dans toute l'evideuce raatlieuiatique."
Ce sont lä les reflexions de M. Bubckhardt. J'en avais dejä fait
des semblables. Jlais je n'ai pu trouver cette erreur constante, ni dans
la supposition d"une longitude erronee du soleil; ni dans la meprise
d'avoir pris le lieu de la terre pour celui du soleil; ni dans l'erreur
d'avoir confondu le mouvenient retrograde avec le directe; l'argunient
de latitude avec son complement; d'avoir mal applique jt — -ft; d'avoir
emploj^e le cosinus de toute Tanomalie vraie, au lieu de sa moitie, en
calculant le rayon vecteur etc Cependant le Chevalier D'Angos
paraissait assez routine dans le calcul des orbites cometaires, et par
const'(iuent dans celui des comparaisons des observations avec les elemens
d"une orbite; Pingee dans sa Cometographie donne ä ses elemens de
l'orbite de la comete de 1779, la preference sur tous les autres, ce qui
donnerait encore quelque esperance que ces observations ne sont pas
tout-ä-fait des mensonges. Si le chevalier par uiie simple vanite avait
voulu faire accroire aux astronomes qu'il avait decouvert une comfete,
il aurait pris la peiue, ce me semble, de calculer les lieux de cette
pretendue comete d'apres les elemens d'une orbite imaginaire, il aurait
ensuite altere ces lieux calcules de quelques petites quantites, la super-
cherie n'aurait pu se decouvrir si facilement. Mais M. Bueckhaudt
a demontre par un fait, que le Chevalier D'Angos n'etait pas d'une
bonue foi, et que dans d'autres occasions, il s'etait dejä permis de
forger des observations (lu'il n'avait pas faites. Des que les obser-
vations ]iostiches du chevalier D'Axcios m'etaient connues, j'ai calcule
Selon ma methode, et sur les observations du 15, 22 et 29 avril, une orbite,
dont voici les elemens.
Tems du perihelie 1784 mars IIa IG"" 3H' t. moy. ä Paris.
Longitude du perihelie ... 5' 2" 34' 29"
Longitude du noeud .... 2" ()'' 32' 41"
Inclinaison de l'orbite. . . . 25» 31' 51"
Logar. de la distance perihelie 9,835 872.
Mouvement direct.
Ces Clemens n'ont pas la moindre ressemblance avec ceux du che-
valier D'Angos, mais s'approchent beaucoup de ceux de M. BrKCKii.vuDX
15. Rettuug- eines Astroiiüineu von einem ilim aügeselmldigteu scliwerenVerbreclien. 189
No. I. En calculant d"apres ces elemens le lieu de la comete pour l'ob-
servation moyenne, on trouvera sa longitude = 9" 27'' 8' 40", sa la-
titude = 22° 23' 3"; par consequent Ferreur en longitude = + 19' 59", en
latitude = 1' 2". La correction de M ne diminue päs sensiblement cette
erreur, laquelle au contraire devient plus grande pour la premiere Obser-
vation. I! s'ensuit de lä que les observations qui ont servi de fonde-
raent au calcul de cette orbite, ne peuvent etre representees plus pres
de ö ä 6 minutes dans une parabole. Dans l'orbite suivante, les erreurs
seraient un peu mieux reparties.
Tenis du passage au perihelie 1784 mars 12 ä 4'' 50' t. moj'. ä Paris
Longitude du perihelie 5^ 4" 5' 42"
Longitude du noeud 2^ 0° 42' 43"
Inclinaison de l'orbite 23" 24' 5"
Logar. dist. perihelie 9,845 0291
Mouvement direct.
Comnie le tems me manque d'essa3'er une autre section conique
je voudrais vous inviter de le faire "
15. Rettiuig eines Astronomen von einem ihm angescliuldigten
scliweren Yerbreclien.
[Schnmacher's Astronomische Narbrichten, Bd. I, No. 1. S. 10 — 14. ii^ept. 1821.]
Willkürliche und absichtliche Erdichtung einer Thatsache ist über-
haupt, und besonders auch in der gelehrten "Welt, ein eben so schäd-
liches als schändliches Vergehen: aber ganz vorzüglich ist es bei einem
Astronomen zu verabscheuen, wenn dieser Beobachtungen erdichtet, die
nie gemacht worden sind. Der ungemeine Scharfsinn und die bewun-
dernswürdige Geschicklichkeit des Herrn Professor Encke hat den
Chevalier D'Angos dieses Verbrechens vollkommen überwiesen.^) D'Angos
hat sich wirklich erfrecht, Beobachtungen eines angeblich von ihm ent-
deckten Kometen (1784), den er doch nie gesehen hat, zu erdichten.
Mit Herrn Professor Encke mochte man gern zur Ehre der Astronomie
hoffen, dass dies Beispiel, wenn es nicht einzig in seiner Art ist, wenig-
stens höchst selten sein werde. Aber leider kann man sich dieser be-
ruhigenden Holfnung nicht überlassen, da der berühmte Herausgeber
der Correspondance Astronomique in der ersten Anmerkung zu dem Auf-
satz des Herrn Professor Encke versichert, „dass der Fall erdichteter
') VON Zach, Corresiwndance Astronomique, Vol. IV, Heft 3, S. 456 — 469.
Mai 1820. [Vergl. Abhamll. No. 14, S. 185. See.]
J90 Persöuliches.
und geschmiedeter Beobachtungen gar nicht so selten sei, wie man wohl
denke, dass es ihm leicht sein würde, eine ziemlich grosse Zahl davon
anzugeben, dass er sich aber diesmal begnügen wolle, zwei schon be-
kannte Fälle, auch der Kometen-Astronomie angehörig, anzuführen."
Ich fürchte sehr, dass der grosse und gelehrte Astronom in der
Behaui»tung selbst Recht hat. Aber von den beiden diesmal augeführten
Fällen betrifft der zweite wieder den verächtlichen D'ängos, und lehrt uns
also wenigstens keinen neuen Verbrecher kennen, und in dem ersten wird
einem Unschuldigen, statt eines kleinen Versehens, diese schwere Misse-
that sehr mit Unrecht aufgebürdet. Hier was Herr Baron von Zach sagt:
..Le Premier (fait) est celui de la comete de Van 1701. — En 1749
on avait publie quelque cJiose siir cette comete dmif Valmanach latin de
Berlin pour cette annee. Stkxjyck ä Amsterdam voulait d'apres ces renseig-
nemens en calculer Forbite, mais M. Etiler dans une lettre en date du
11 Janvier 1749 Va avcrti, que tont ce qui avait ete dit de cette
comete dans Valmanach a ete invente ä plaisir. — On ne connait
pas l'anteur de la mauvaise plaisanterie dans Valmanach de Berlin."
Zu dieser harten Anklage des oder der Verfasser des Berlinischen
astronomischen Almanachs ist Herr Baron vox Zach durch PiNfiEf;
verleitet worden. Pixghi; stützt sich allerdings auf einen Brief von
EüLER an Stedtck: aber Pingee fülirt nicht das an, was nach Strutck
in diesem Briefe stand, sondern was er selbst ganz unberechtigt, und
deswegen auch sehr unrichtig aus diesem Briefe schloss: und so konnte
es denn soweit kommen, dass nun Herr Baron von Zach Eulee in
seinem Briefe sagen lässt, dass Alles, was von diesem Kometen in dem
Berliner Almanach stehe, willkürlich erdichtet sei.
Dass dies gar nicht der Fall ist, wird eine kurze Erzählung der
Sache zeigen. Strutck und auch Pingee kannten von dem Kometen
von 1701 nur das, was De La Hiee aus einem Briefe von P. Pallü
anführt, also nur, dass Pai,lu den Kometen zu Pau in Bearn am 28.
und 81. Oktober und am 1. November bei der Wasserschlange mit einem
sehr kleinen Schweif, täglich etwa 40' nach Süden vorrückend und an
Licht abnehmend, beobachtet habe. Beide wussten nicht, dass dieser
Komet auch in Peking von P. Antonius Tho.mas vom 28. Oktober bis
zum 11. November beobachtet sei. Nun kommt in dem Calendarium
Astronomicum Berolincnse von 1749 eine Hidoria Comrtarum in hoc
seculo ohscrvatonun vor, und da heisst es denn wörtlich:
„Anno 1701 Cometa ab 28 Octobris usque ad diem 11 Novembris in
hydra, et post in Triangulo australi fuit observatus."
Das ist Alles, was der lateinische Almanach über den Kometen von
1701 enthält, also Alles, was die so schwere Anklage begründen kann.
Die Geschichte der im laufenden .Jahrhundert erschienenen Kometen war
15. Rettung eines Astronomen von einem ihm angeschuldigten schweren Verbrechen. 191
ein stellender, nach nnd nach, wenn mehrere Kometen hinzukamen, in
den folgenden Jahrgängen vermehrter Artikel des Berlinischen astro-
nomischen Kalenders. Im deutschen von 1747, 1748 war die Angabe
für den Kometen von 1701 etwas umständlicher:
„17U1 ist zu PeJdiu/ in China und zu Paa in Frankreich vom
28. Oktober bis zum 11. November des Morgens ein Komet mit
einem kleinen Schweif erst in der Wasserschlange, hernach im
südlichen Dreieck gesehen worden."
Struyck sah jenen lateinischen Almanach von 1749. Da er nun
weiter nichts von diesem Kometen wusste, als was De La Hieb gegeben
hatte, so glaubte er, die Verfasser des Almanachs möchten Beobachtungen
dieses Kometen gesehen haben, die ihm unbekannt geblieben waren.
Er bat also Euler, ihm diese Beobachtungen zu schicken, oder doch
anzuzeigen, wo sie zu finden wären. Euleb's Antwort war: die Ver-
fertiger des Almanachs wüssten nicht, woher sie diese Nachricht ge-
nommen hätten, wenn es nicht aus der Eist, de l'Äcad. de Paris ge-
schehen sei: so viel könnten sie aber versichern, dass sie keine astro-
nomischen Beobachtungen von diesem Kometen gesehen hätten, die zur
Berechnung seiner Bahn dienen könnten.
Es war doch wohl sehr verzeihlich, dass die Verfasser nach mehreren
Jahren nicht mehr wussten, woher sie eine so kurze und so unbedeu-
tende Notiz genommen hatten. Das, was sie mehr enthielt, als Stkuyck
schon wusste, war nicht aus den Denkschriften der Pariser Akademie,
sondern aus des P. Noel Observationes mathematicae et physicae in
India et China factae. Prat/ae 1710, p. 128 gezogen. Wie konnte nun
PiNGKE diese ganz einfache und wahre Erzählung von Stbuyck so tra-
vestiren: Ce qui est dit de cette comete dans V almanach latin de Berlin
pour Vannee 1749 a ete invente ä ])laisir sehn le temoignage de M. Euleb
dans une lettre adressee ä Stkuyck en date 11 Jan. 1749? Dem im
Ganzen so genauen und zuverlässigen Pingre auch diesmal zu viel
trauend, konnte nun Herr Baron von Zach sich so ausdrücken, wie
oben angegeben ist. Nicht Struyck, nicht den berühmten deutschen
Astronomen, nur Pingbe trifft die Schuld dieser ganz ungegründeten
Anklage der kleinen Notiz des Almanachs.
Einen wirklichen Fehler enthält indessen die Notiz des Almanachs,
den ich gar nicht entschuldigen will. Was P. Noel von diesem Kometen
sagt, ist wörtlich und vollständig Folgendes: „Ao. 1701 Pekini in Mathe-
matica specula Trihunalis Matheseos, ut accepi a Patre Antonio Thomas
sie observatus est Cometa: die 28, 29, 30, 31 Oct. lente procedebat: die
4 Nov. transiit supra penultimam inferiorem crateris: die 9 Nov. erat
prope Hydram: die 10. et 11. ejusd. in Hydra supra triquetum celerius
procedebat." — Es ist allerdings ein Versehen, wenn man will ein grosses
J92 Persönliclies.
Versehen, aber doch noch kein Verbrechen, den bekannten Triangel in
der Hydra, den die Sterne ^, o, ß bilden, mit dem eigentliclien süd-
lichen Triangel, dem Sternbilde, zu verwechseln. Gewiss ist dies keine
absichtliche Erdichtung, auch ist auf diese Verwechslung jene Anklage
gar nicht gegründet.
Uebrigens war der Verfasser des Almanachs, wenigstens des deut-
schen von 1 747, aus dem ursprünglich die Nachricht stammt, Augi^stin
Grischow. Ob er aber auch die Zusätze zu der eigentlichen Ephemeride
sänimtlich lieferte, muss ich um so mehr bezweifeln, da mitunter Auf-
lösungen interessanter astronomischer Probleme und andere Aufsätze
vorkommen, wovon ich einige Euler selbst, andere dem Professor Kies
zuschreiben möchte. Die kleine Geschiclite der im 18. .Tahrliundert be-
obachteten Kometen kann indessen sehr wahrscheinlich von GiiisoHt)w
sein. Erst von 1749 an kam, wie ich glaube, zuerst mit der deutschen
eine lateinische Ausgabe des astronomischen Almanachs heraus, die in
den Zusätzen von der deutschen Ausgabe oft verschieden und mehren-
tlieils reicher ist. Nach Geischow's Tode (den 10. November 1749)
übernahm Kies die Redaktion, bis dieser astronomische Kalender, bei
dessen Absatz die Künigl. Akademie wohl keinen sonderlichen A'ortheil
fand, aufhörte,') und erst 1776 durch das Berlinische astronomische Jahr-
buch auf eine so glänzende, und für die Sternkunde so vortheilhafte
Art von Herrn Rode wieder ersetzt wurde.
16. Ueber Kmetli's Besclinldip;niiü: sipsien Pasquicli.
Auszug aus einem Briefe.
Bremen 1824, Febr. 23.
[Schumacber^s Ästronomiscbe NaclirichteD. Brl. III. Nu. r>3, .S. 73, 7-1. März 1834.]
Ich eile, Ihnen einliegend einen Brief des Herrn Professor Encke
mitzntheilen, den icli vorgestern von diesem hochverdienten Astronomen
zu erlialten das Vergnügen hatte. Sie wissen, mit welcliem ünwilK'ii
ich die harte ganz unerwiesene Beschuldigung gegen den Herrn Pro-
fessor PAsijncH gelesen hatte: um so mehr freue ich micli, diesen ganz
unschuldig gekränkten Mann eben aus dem von Kmktu beigebracliten,
notarialiter beglaubigten Dokument auf eine so glänzende Weise sowohl
'/ Aber nicht schon 1753, wie La Lakdk in seiner Bibliographie sagt; (Uiiii iili
liesitzc. selbst nocii die Jahrgänge von 17.'j4 und 1755, Von 17.51 gab Kies statt diT
Geschichte der im 18. .Tahrhundert erschienenen Kometen eine Tafel aller bereiliiictcii
Koinetenbnbnen, die ihm bekannt waren.
17. Tycho de Brahe als Homöopath. 193
durch unseren Freund Encke als durch Ihren trefflichen Hansen ge-
rechtfertigt zu seilen. Ich halte es für Pflicht eines jeden Astronomen,
seine Indignation über diese so leichtsinnig verbreitete, ganz ungegrün-
dete, boshafte und schändliche Verleumdung laut auszusprechen.
17. Tyclio de Brahe als Homöopath.
[Schumachers JahlhiR-h für 1830, S. 98—100.]
Der grosse Tycho de Brahe beschäftigte sich ausser der Astro-
nomie fast mit gleichem Eifer auch mit der Chemie. Schon bei seinem
Onkel, Steen Bille, trieb er seine chemischen Arbeiten, und nachmals
hatte er auf seiner Insel, Hiceen, mehrere chemische Laboratoria. Wenn
es damit auch wohl im Grunde auf Goldmacherei und den Stein der
Weisen, nach dem Genius der damaligen Zeit, abgesehen war, und die
jugendlichen sanguinischen Hoffnungen auf dadurch zu erlangenden
grossen Reichthum später unerfüllt blieben, so benutzte doch Ttcho
inzwischen auch die Produkte seiner Destillationen und Operationen
zum medicinischen Gebrauch, und so drängte sich der Astronom un-
berufen und unbefugt in die medicinische Praxis. Dass sein sonst so
berühmter Name eine grosse Menge inländischer und auswärtiger Kranke
anziehen musste, lässt sich leicht denken, und die fast fürstliche Pracht,
mit der er auf seiner Uranienburg lebte, konnte das Zutrauen be-
schränkter Menschen nur vergrössern; so wie der Umstand, dass er
seine Arzeneien mehrentheils umsonst gab, den Zudrang noch vermehren
musste. Auch scheinen ihm. unerachtet seines Wahlspruchs: Nou haberi,
sed esse! kleine Charlatanerien nicht fremd gewesen zu sein (Gassendi,
Vita Ttchonis, p. 196, 197). Viele schrieben ihm ihre Heilung, viele
Linderung ihrer Uebel zu: mit welchem Rechte, lässt sich schwerlich
entscheiden. Nirgend wird irgend eines speciellen Falls, irgend einer
auffallend glücklichen Kur erwähnt; auch rühmt sich Ttcho, der das
ihm Rühmliche eben nicht zu verschweigen pflegte, nie einer solchen.
Indessen war seine medicinische Praxis gross und glücklich genug, den
Neid und den Hass der Kopenhagener Aerzte gegen ihn zu erregen,
die in dem für Ttcho so unglücklichen Jahre 1596 nicht wenig zu
seinem Fall und seiner Vertreibung aus seinem Vaterlaude beitrugen.
Besonders wird der Hofarzt Peter Severin als einer seiner thätigsten
Feinde genannt. Mit Ttcho's Abreise aus Dänemark scheint seine
ärztliche Wirksamkeit ganz aufgeliört zu haben; es blieben aber doch
Olbors I 13
[ 94 PersönlicUes.
nachher, wie WoRjnrs meldet, einige von seinen Arzeneien auf den
dänischen Apotheken officinell. Von dem Elixir Tyclwiuf gab Tycho
noch 1599 dem Kaiser Rudolph das Recept, welches uns Gassexdi auf-
behalten hat.
Von den Grundsätzen, nach denen Tyciio kurirte. finden wir etwas
in einem seiner Briefe an den Matlieniatikus des Landgrafen von Hessen.
Che. Rotbcmaxx. Bei einer Verhandlung über das Nordlicht schreibt
Tycho dieses entzündeten schwefelichten Dünsten zu, und meint, dass
es Sturm, Trockne oder Kälte vorbedeute, wenn es aber oft komme
und lange dauere, sei es ein Zeichen, dass die Luft zu ansteckenden
Seuchen geneigt sei.
„Diese Krankheit," fiihrt Tycho fort, ..hat nämlicli viel mit einer
schwefelichten Natur gemein, daher sie auch durch tretf lieh gereinigten
und sublimirten irdischen Schwefel, besonders wenn dieser in eine an-
genehme Flüssigkeit verwandelt worden ist, leichter geheilt wird, wie
das Aehnliche durch sein Aehnliches (tanquam slmUe suo slmili). Denn
der Ausspruch der Galeniker: Contraria contrarii-s curare! ist nicht
immer wahr."^)
Das Shnile simili ist der Grundsatz der Homöopathen, und in so
weit Tycho diesen befolgte, war er Homöopath. Ob er ihn von sich
selbst hatte, oder von Theophrastüs Paracelsus, den er uimeuiein ver-
ehrte,-) annahm, lasse ich dahin gestellt sein.
Aber, wohl zu merken, nur in sofern, als Tychu den Grundsatz:
Simile simili, und dies doch nur mit Beschränkung annahm, war er
Homöopath; zu den lächerlich kleinen Dosen und den übrigen aus-
schweifenden Folgerungen, die die heutigen Homöopathen aus jenem
Grundsatze ziehen, würde sich sein grosser, lieller Verstand nie verirren
können, wenn gleicii bei den Schülern des Paracelsi-s der Tartarus
ungefähr die nämliche Rolle spielte, die Hahxe.mann der Psora, oder
dem Kiätziriffe-, noih viel widersinniger, beilegen will.
'j Tvciio EpUt. Astfun., p. Idii. Habet eiiini morbus iste cum sulphurea natura
non purum commune, utide etiam per sulphur terrestre exccUenter depnratum exalta-
tumque, praescrtim si m liquorem gratum reclinetur, expeditius solvitur, tanquam
liimilc suo simili. Neque enim id Galcnicorum semper verum est: Contraria con-
trariis curare.
«) Tycho, l. c, p. liKi.
18. lieber deu Erlinrter der Fernrohre. I95
IS. Teber den Erfinder der Fenirölire.
[Schuniacher's Jahrhiicli für 1843, 8. 57 — 65.]
Die Frage über den ersten Erfinder der Fernrohre hat ihre Er-
ledigung durch folgende wichtige Schrift erhalten:
Gesclüedkundig Onderzoek naar de eerde U'dfinders der Vernkykers
tut de Aantekcningen van ivyle den Hoogleeraar van Swindex zamen-
gesteld door G. Moll, Amste7-dam bei C. O. Sulpke 1831. 4.
Van Swindbn hielt wenige Monate vor seinem Tode erst in der
Gesellschaft Felix merifis zu Amsterdam, dann in der Vereinigung Dili-
gentia in Gravenhage drei vortrelf liehe Vorlesungen über die erste Ent-
deckung und weitere Vervollkommnung der Fernröhre. Er schrieb bei
solchen Eeden nur die Hauptdata auf Aus diesen Aufzeichnungen hat
Moll seine Abhandlung verfasst.
Die hauptsächliche Aufklärung der Geschichte dieser Erfindung hat
VAN SwixDEN durch Benutzung des Archivs in Haag erhalten, und diese
Dokumente sind von ihm und auch von Moll mit zweckmässiger Be-
nutzung einer grossen Belesenheit und Gelehrsamkeit, und einer schaif-
sinnigen Kritik, zu einer umständlichen, vielleicht etwas zu breiten,
Erörterung des Gegenstandes verarbeitet worden.
Es erhellt, 1. dass Jacob Metius als Miterfinder auf diese grosse
Entdeckung gegründete Ansprüche habe; 2. dass aber Hans Lippees-
HEY zu Middelnhurg in Seeland als der eigentliche Erfinder anzusehen
sei; 3. Zachaeias Jansen aber erst später Fernrohre verfertigt, wenn
gleich sein Vater schon 1590 ein Microscopiuin compositum gemacht
habe; 4. alle anderen Prätendenten aber, Galiläus, Fontana etc. nur
das von den Niederländern erfundene Werkzeug nachgeahmt haben.
I. Jacob Adeiaansz, zuweilen Metius genannt, war der vierte Sohn
von Adkian Anthonieszoon, Bürgermeister von Alkmaar, Ingenieur und
Fortifikationsrath oder Festungsbaumeister der vereinigten Niederlande,
ein guter Mathematiker, der das berühmte Verhältniss des Durchmessers
ziun Kreise 113:355 angegeben hat. Von seinen vier Söhnen starb der
älteste DiEK Andrlä.ansz als Mathematiker auf der Flotte des Admirals
PiETEE VAN DEE DoES bei dem 1599 unternommenen unglücklichen See-
zuge. Der zweite, Adeiaan Adeiaansz, der auf der Universität Franeker
von seinen Mitstudenten seines mathematischen Fleisses wegen den Bei-
namen Metius erhielt, den nachmals die ganze Familie annahm, war
der bekannte Professor zu Franeker if 1635). Der dritte Anthonie
Adri.vansz war Mathematikus der Staaten. Der vierte hiess Jacob.
Dieser Jacob war ein Sonderling, menschenscheu, eigensinnig, un-
gelehrt, lernte von einem Brillenmacher das Glasschleifen, und verfer-
13*
J96 Persönliches.
tigte viele Verpfrösserungs- und Brenugläser, auch Brennspiegel von Eis.
Er soll einen Brennspiegel oder ein Brennglas verfertigt haben, mit dem
er einen Baum jenseit des Wassers, ein anderer Archimedes, in Brand
steckte. Die Art der Verfertigung wollte er durchaus nicht, weder dem
Prinzen, noch seiner Familie, noch dem Prediger, wie er krank war.
aller dringenden Bitten unerachtet, mittheilen (f zwischen 1624 — 1631).
Dieser Jacob Adelvansz (Metius) überreichte am 17. Oktober 1608
den Generalstaaten eine Bittschrift: ,.er sei seit zwei Jahren durch
Fleiss und Nachdenken auf ein Instrument gekommen, wodurch man
entfernte, sonst gar nicht oder ganz undeutlich zu sehende Dinge deut-
lich sehen könne. Das jetzt präsentirte sei zwar nur aus schlechtem
Material, blos zur Probe verfertigt, aber es leiste doch nach dem Ur-
theil Sr. Excellenz, und Anderer, die beide Instrumente verglichen haben,
eben so viel als dasjenige, welches ein Bürger in Middelburg U. E. D. M-
ganz kürzlicli vorgelegt habe. Er zweifle nicht, dies Werkzeug noch
sehr vervollkommnen zu können, bitte aber um Oktroi, wodurch Jedem,
der nicht schon vorlier diese Erfindung gehabt und ins ^^'erk gestellt,
auf die Dauer von 22 .Tahren bei Strafe der Konfiskation und Erlegung
von 100 Carl. Gulden (ä 40 Grote) verboten wird, ein solches Instrument
zu verkaufen oder zu kaufen, sonst aber ihn mit einer anständigen Geld-
summe zu beschenken". Die vindimirte Kopie dieser Bittschrift findet
sicli unter den Handschriften von Huygens auf der Leidener Bibliothek
(liber F. Catal., p. 351). Die Staaten ermahnten blos den Supplikanten,
das Instrument zur Vollkommenheit zu bringen, da dann das weitere
über seine Bittschrift entschieden werden solle.
Der wunderliche J.\coii Mkths scheint diese Entscheidung übel
genommen zu haben. Er hat nach Siersma (Beschreibung von Alkmaar)
und WixsE.Mirs (Leichenrede auf Adrian Metius) den Prinzen und
seinen Bruder Asthox nur einmal (Adrian nie) durch sein Fernrohr
gucken lassen. Er selbst hat weiter nichts darüber bekannt gemacht,
und ganz falsch ist es, dass er, wie Weidler sagt, viele Fernrohre ver-
kauft habe. Nur durch seinen Bruder Adrian wissen wir, dass .Tacob
durch einen, zu seinem eigenen Vergnügen sich gefertigten Tubus, Buch-
staben (Schriften) auf 3 Meilen Entfernung gelesen, Sonnenflecke, .1u-
piterstrabiinten. Schatten der Berge und Seen im i\londe gesehen, und
die Milchstrasse als aus Sternen bestehend erkannt habe. (Jlit dem
Lesen auf 3 Meilen Entfernung ist es wohl Grosssprecherei, wenn gleicli
der eigentliche Werth der tria mUliaria sehr vieldeutig sein kann.l
IL Nun zu dem eigentlichen Erfinder Hans Lippershey, gebürtig
aus We-'^el, Brillenmacher in Middclhiur/.
Am 2. Oktober 1608 hatte er den Generalstaaten eine Supplik, .,dass
ihm fiir ein von ihm erfundenes Instrument, um in die Ferne zu sehen,
18. Ueber den Erfinder der Fernröhre. 197
..gelyh de Heeren Staaten gehleken is" eine Oktroi aiif 30 Jahr oder
auch eine jährliche Pension, unter der Bedingung-, solch Werkzeug allein
zum Dienst des Landes zu verfertigen, bewilligt werden möge'" übergeben.
Es wurde resolvirt, einige Mitglieder zu kommittiren, um mit dem Sup-
plikanten über seine Erfindung zu kommuniciren, und von ihm zu ver-
nehmen, ob er nicht sein Instrument so verbessern könne, dass man mit
beiden Augen zugleich dadurch sehen könne, und womit er wohl zu
befriedigen sein würde. Nach abgestattetem Bericht wolle man dann
entscheiden, ob dem Supplikanten eine Oktroi oder eine Pension zu be-
willigen sei. Unterm 4. Oktober 1608 beschliessen die Generalstaaten,
..dass noch aus jeder Provinz ein Deputirter zu kommittiren sei, um
das neuerfundene Instrument auf einem Thurm van Zyx Excell. Quartier
zu prüfen, und in Ansehung seiner Nutzbarkeit zu untersuchen und
dann mit dem Erfinder zu unterhandeln, noch drei solche Instrumente
t'flH het Chrystall de röche zu machen, seine Forderung aber (er ver-
langte für jedes Stück 1000 Gulden) zu mindern, unter der Verpflich-
tung, Niemandem anders seine Erfindung zu übergeben". Unterm G.Oktober
berichtete die Kommission, dass sie die Erfindung dem Lande nützlich
hielte, und dass sie dem Erfinder 300 Gulden baar für ein Instrument
von ChnjstaU de rocke und 600 Gulden nach Ablieferung und Gutfiuden
desselben geboten hätte. Hierauf wurde beschlossen, die Kommission
zu autorisiren, mit Lippeeshet definitiv über die Verfertigung eines
solchen Instruments abzuschliessen, und ihm eine Zeitfrist zu setzen,
wo er dasselbe gut und wohlgemacht abzuliefern, wo dann weiter über
eine Oktroi oder jährliches Traktament, gegen das Versprechen, kein
solches Instrument ohne Konsens der Generalstaaten mehr zu machen,
entschieden werden solle. (Hier ist nur von einem Instrument die Rede,
es erhellt aber aus dem Folgenden, dass Lippebshey drei Instrumente
für die 900 Gulden machen und einliefern musste.)
Den 9. December 1608 ist das Gesuch von Hans Lippeeshet ver-
lesen, aber blos resolvirt worden, die Herrn van Doeth, Magnus und
VAN dee Aa zu kommittiren, um mit dem Supplikanten zu sprechen.
Am 15. December berichteten die Kommissarien, dass sie das von Lip-
pebshey erfundene Instrument, um mit zivci Augen in die Ferne zn
sehen, untersucht und gut gefunden hätten. Es wurde also proponirt,
ob dem Lippeeshey die Oktroi zu bewilligen, und die restirenden
600 Gulden auszuzahlen seien; aber beschlossen, dass ihm die gesuchte
Oktroi abzuschlagen sei, weil es erhelle, dass schon verschiedene Andere
Kenutniss von dieser Erfindung hätten: er aber zu beauftragen sei, in
bestimmter kurzer Zeit noch zwei Instrumente, um mit zwei Augen zu
sehen, zu machen und abzuliefern; dass ihm dann eine Anweisung auf
300 Gulden, nach Ablieferung der zwei Instrumente aber auch auf die
198 Persöiiliclies.
übrigen 300 Gulden zu geben sei. Unterm 13. Februar 1609 wurde
angezeigt, dass H. LirPERSHEY die ihm aufgetragenen zwei Instru-
mente geliefert liabe, und mitliin bewilligt, ihm eine Ordinantie auf
die 300 Gulden, die noch von den ihm für drei solche Instrumente ver-
sprochenen 900 Gulden restirten, zu ertheilen.
Soweit die eigentlichen, bisher unbekannten Aktenstücke. Damals
waren der Präsident Jkaxxix und De Eissy als französische Gesandte
in Haag. Ungeachtet Prinz Mobitz und die Generalstaaten die Er-
lindnng der Fernröhre geheim zu halten wünschten, hatte .Teannin
doch die Sache erfahren. Er sclirieb unterm 28. December 1(308 an
den König Heineich IV. und an Sully (Nerjociations de Jeannin,
Pa7-is 1656. Fol. j). 518) „er habe gewünscht, heimlich ein solches Werk-
zeug von dem Middelhurger Brillenmacher zu erhalten, allein dieser
habe sich geweigert, weil er versjiroclien, keins ohne Bewilligung der
Staaten abzuliefern. Aber die Staaten liätten zwei für Se. Majestät
und Sx'LLY bestellt. Er schicke diesen Brief durch einen Soldaten aus
tSi'dan, der einige Zeit in der Kompagnie des Prinzen Moritz gedient,
sehr ingenieiix sei, und jetzt nach Frankreich zurückkehre. Dieser
Soldat habe auch die Erfindung der Fernröhre ausgeforscht, kürzlich
ein solches Werkzeug verfertigt, und mache sie eben so gut. als der
Erfinder selbst. Ueberhaupt habe es keine grosse Schwierigkeit, die
erste Erfindung nachzumachen". Vergleiche Boeell, p. 19.
HiEEoxYMUS SiRTUEUs (Telescophmi .«. ars perficiendi navum Ulnd
Galvisorium instriimcutum, ad Sydera, Frank f. 16 IS. 4. p. :^5) sagt:
„Mediolanum mense Majo (1609) advolavü Qallus, qui ejusmodi Tele-
scopium obhdit Cumiti de Fuentes. Is se sociicm Holland) Äuthoris ajehat
Comes, cum dedisset Ärgentano, ut tuba argenteo induderet, incidit in
meas manus: tradavi: tractavi, examinavi, et simllia confeci, in quibiis,
cum ob'sei'vassem, midta ex vitro accidere incommoda, contuli me Venetias,
ut ex opificihus coinani conijjararem."
In einem Briefe vom 31. August 1(300 von Lorenzu Piünuria aus
l'adua an Paolo Güaldo (Lettere d'Uomini illustri Venez. 1744) steht,
Galilaei habe 1000 Gulden auf seine Lebenszeit erhalten für ein Augen-
glas (Occhiale) dem gleich, das aui> Flandern an dm Kardinal Boruhese
gesddckt war.
Eheita (Oculns Enoch et Eiern. Antw. 1605, F. 1. p. 33!)) sagt: „Die
Fernnihre waren 1600 durch .Tohaxnks Lii>i>K.\sr.M erfanden, und dass
IMarquis Si'1.noi,a bei seinem Aufenthalt in Haag ein solches ^^'erkzeug
gesehen und gekauft, und dem Erzherzog Almiiht angeboten habe. Die
Saciie wurde indessen den Staaten bekannt, die den Erfinder zwangen,
ilinen ein anderes von ihm verfertigtes Fernrohr zu verkaufen, unter
der Bedingung, keine andere mehr zu machen und zu verkaufen." Rheita
18. Ueber den Erfinder der Fernröhre. 199
irrt sich in der Zeit, denn Spinola und die über den Waffenstillstand
(over het hestand) abgeschickten spanischen Gesandten hatten schon am
30. September 1608 Haag wieder verlassen.
III. Zachahias Jansex. Die von Bökel angeführten Aktenstücke
beweisen nur, dass auch dieser, aber wahrscheinlich viel später, Fern-
röhre verfertigt. Hingegen hat er mit seinem Vater Hans viel früher
das niicroscopium compositum gemacht, das erst an den Erzherzog Albert,
und von diesem an Dkebbel geschenkt wurde. Doch kann die erste
Schenkung nicht schon 1590 geschehen sein, weil dieser Fürst erst 1595
zum General -Gouverneur ernannt und erst 1596 in Brüssel angekom-
men ist.
IV. Fontana (Novae coelestium terrestriumque rerum observationes
specillis a se inventis et ad siimmam perfeclionem perventis editae Nea-
poJi 1646. 4) berühmt sich, schon 1608 ein aus zwei konvexen Gläsern
zusammengesetztes Fernrohr erfunden zu haben. Die Zeugnisse der
beiden Jesuiten, die er für seine Ansprüche beibringt, bezeugen nur,
dass er 1614 und 1621 ein solches Fernrohr gehabt habe.
Es war im Juuius (1609), sagt Galilaei, dass er zu Venedig hörte,
dass ein niederländischer Künstler dem Prinzen Mobitz ein Werkzeug
angeboten habe, womit man entfernte Gegenstände so sehen könne, als
ob sie nahe wären. Mehr sagte man ihm nicht („Ne piii fu aggiunto"
Gal. in SaggiatoreJ. Gleich nachdem er dies gehört hatte (doch nach
Jagejiann, p. 25, erst 7iach Einkaufung einer Menge Linsengläser), begab
er sich nach Padua zurück, dachte über die Sache nach, und erfand
in 24 Stunden sein Fernrohr. Ob Galilaei wirklich nichts mehr über
das Werkzeug erfahren hatte? Er konnte wenigstens mehr wissen, da
schon im Mai ein Franzose mit einem Fernrohr nach Mailand gekommen,
und eins an den Kardinal Bobghese geschickt war, SiKTrRus eins in
Händen gehabt hatte, und Johann Bapt. Lenccius, der nach dem Frieden
{der Waffenstillstand wurde im April 1609 geschlossen) nach Venedig
kam. schon vor Ende des Jahres ein schönes Fernrohr von Fuchs
v. Bambach erhielt. (Marias mundus Jovialis). Ja, in einem Briefe
von G. FrccAKirs an Kepler (Kepleri Epistolae No. 309, p. 498) steht:
Galilaeus artificiosi illiiis perspicilli Inventar haberi vult, cnm tarnen
quidani Belga per Galliam in hasce partes (Venetias) profectus, primmn
hoc attulerit, quod ipsuin mihi et aliis ostensum fuit, et ut Galilaeus
vidit, alia ad imitandum confecit, atque aliquid farsan, quod f adle est ,
inventis addidit.
200 Persönliches.
11). Materialien zu einer Lebeiisbeselireibung der beiden
Astronomen David und Johannes Fabrieins.
(Aus OLBERs'sehen mir hinterlasseuen Papieren gezogen. Schümacheb.)
[Scbumacher's Astronomische Nadiricliten, V<>\. XXXI. No. 729. S. 129 — 142. September l^.jO.]
[Abgedruckt in: WöcbeDtlicbe Unterbaltungen für Dilettanten und Freunde der Astrouomie. herausgegeben von
G. A. Jabn. IV. Jabrg., ISüO. Xö. 3S, ?. 297—301 und Xo. 89, S. 305-806.)
Die kurze Lebensg'eschiclite, die "Weidlek, Hist. Aar., Kap. XV,
§ 14 von JuHAxxEs uud § 15 von David FABiurix-s giebt, ist eines
Theils sehr unvollständig und andern Theils mit vielen Irrthüniern
angefüllt. Die des Vaters David Fabkicius lässt sich zum Theil aus
Teadkx's Gelehrtem Ostfriesland, Bd. 1, p. 207 — 21i) uud dem Anfange
des dritten Bandes ergänzen und berichtigen.^)
David Fabeicius wurde 1564 zu Esens in Ostfriesland geboren.
"\\'er sein Vater gewesen -) und wo er selbst studirt hat, ist unbekannt;
nur so viel weiss man, dass er eine Zeit lang in Braiuischwe'ig von
Heinrich Lampadius sowohl in theologischen als mathematischen Vi^issen-
schaften unterrichtet worden ist. Bei Tycho, wie Gassexdi erzählt,
und Weidler diesem nachschreibt,^) ist er nie gewesen. Er muss nur
kurze Zeit studirt haben, weil er schon 1584 im 20. Jahre seines Alters
zu Eesterhavc in der ostfriesischen Herrschaft Dorimm Prediger, und
1G(»3 nach Osted versetzt wurde, wo er das Unglück hatte, von einem,
von ihm sich öifentlich von der Kanzel beleidigt glaubenden Bauer, am
7. Mai 1017, Abend auf dem Kirchhofe, mit einem Torfspaten erschlagen
zu werden. Der Mörder, Frerik Hkvkk, wurde zur Strafe gerädert.
David Fabricix-s war ein eifriger Astronom, uud ein für die da-
maligen Zeiten sehr guter Beobachter. Am 3. August 1596 *) entdeckte
er den Stern Mira im Wallfisch, den merkwürdigsten Stern unter allen
') Land-Syndikus Telting zu Aurich. A. lö8S. 13. Nov. obiit diem siium Henr.
Lampadius, Gronoviensis V. D. minister ad Maynum Brimsvigae, Ministeri setiior,
adatis suae ami. 81 jan. ingressus. Fuit primus. qui objcctis papatus nuy'ts et som-
niis, renati Evatigelii lucem in iirbe Brunsviceiisi promorit. Mathenuitictie adiiiodum
peritus, qui et nie in astronomicis rudimcntis aliquando institucre >iiin fuit <hdiynatus.
Annos S8 Ecclesiac Dei inservivit.
-) Sein Vater starb zu Emden am 3. Oktober lüUS, uaclidem er am 1. Üktulitr
erkrankt, wahrscheiulicli vom Sehlage gerührt worden war. Er wurde 82 Jahre alt.
und am 6. Oktober „up dat Ganthus Kcrchlioff" zu Emden begraben. Seine Jlutlir
war schon am 7. November 1.59S an der P('st zu Emden verstorben.
^) Auch noch Wuioi annimmt. Zeitschrift für Astronomie, 1. Bd.. p. '^-30.
*) Den 3. (13.) August. FAiiniaics nahm Distanzen d. Q von ihm. Er bestimmte
seine Länge 25" 45', südl. Br. 15» 54'. Er verschwand nach dem Oktober desselben
Jahres. Fabbkil's .sah ilui nie wieder.
1!J. M:iteiialien zu einer Lebensbeschi'eibung- der beiden Fabricius. 201
periodisch veränderlichen Sternen, der im Mittel alle 332 Tage am
grössten erscheint, dann oft die Sterne zweiter Grösse an Glanz über-
trifl't, und nach und nach bis zum völligen Verschwinden wieder ab-
nimmt.^) Seine Beobachtungen des Jupiters bei dessen Gegenschein
1599 sind von Baketti oder Albeet CrRTirs in der Historia coelestts
zwischen die des Tycho aufgenommen; und seine Beobachtungen des
Mars werden von Kepler in den Comment. de Marte, p. 88, sehr gelobt,
wie ihn denn Kepler fast nie anders als lobend anführt.'-) Seine
kleinen, melirentheils in Hainhiirff herausgekommenen astronomischen
Schriften über den neuen Stern im Fuss des Schlangenträgers, über den
Kometen von 1607, und seine proyiiosth-a auf die Jahre 1615, 1616,
1617 und 1618 sind jetzt sehr selten, wahrscheinlich auch alle für uns
jetzt von geringem Werth/')
David Fabricius war noch ein grosser Freund der Astrologie;
besonders glaubte er an einen grossen Einfluss der Planeten und ihrer
gegenseitigen Stellungen auf die "Witterungen. Er muss sich sehr das
Zutrauen und den Beifall seiner Regierung erworben haben, ^) denn er
erhielt seine Beförderung von Besterhave nach Osteel ganz ohne seine
Bemühung.
Seinen tragischen Tod erzählt Eavixoa (Chronik von Ostfrieslancl,
p.81) so:
') II ecrivit aicssi sur la eom'cte de 1607, qu'il observa soigneusenient. Montucla,
Hist. des Mathematiques. Tom. IL p- ■^^^- ^ouv. Edition An. VII. La Lande,
Bibliogr. astr., hat dies Werkchen nicht, aber Weidler, H. A., p. 4SH, sag-t : Fabricius
relatio de Cometa a. 1607 prodiit Hamburyii 1618.
'') Kepler gesteht ihm nach Tycho's Tode den ersten Bang unter den Beobachtern
zu. De Stella n in pede Serpentarii, p. 39. Vir quidem talis in astronomicis, penes
quem, post extinctum, cum autore Braheo, diligentiam ohscrvandi coelestia. omnin in
observando stat atitoritas, quam palmam Uli, quantiim ad me, qui visu multum im-
pedior, cedo perlibenter. Adde etiain in riniandis Planetarium motibus sagacissinium
ingeiiium, inque contemplando studium indefessum. Quod astrologica attinet, equident,
fateor, vinim illum autoritati veterum, et cupiditate praedictionum, xibi haec duo con-
spirant, alicubi sucumbere, et quodam quasi Enthusiasmo praeter rationem ahripi,
verum ista cum inyenti i-irorum doctorum turba communia habet : quo nomine vcl solo
veniam meretur.
^) Zu dem damals, als gräflich ostfriesischeu Gesandten am Kaiserlichen Hofe zu
Prag, wahrscheinlich wegen der Streitigkeiten des Grafen mit der Stadt Emden, sich
aufhaltenden Kanzler Thom. Fraxzils geschickt. Er trat diese Reise den 1. Mai 1601
au und kam den 1 . .Julius desselben .Jahres wieder zurück. Bald da- auf, den 7. Julius,
reiste er nach Fraiiecker in Holland, vermuthlich auch in Staatsgeschäften.
*) Sein Landesherr (Graf Exxo III.) rief ihn zu sich nach Friedeberg, um eine
Zeit lang (vom 20. August bis 11. Oktober) vor ihm zu predigen, obgleich er einen
eigenen Hofprediger hatte.
Auch verrichtete er am 19. Februar 1004 die Trauung der jüngsten Gräfin
Agnes mit dem Freiherru Gundackke von Lichienstein in Esens.
202 Persönliches.
,,In diesem Jahr ist DA^^P Fabeich-s, Pastor zu Ofioel, als er
Abends auf dem Kirchhof spazieren ging-, von einem Bauer, Namens
Frerik Hei-er, welchen gedachter Pastor wegen seines Lebens öflent-
lich von der Kanzel vermahnt oder bestraft hatte, mit einem Torfspaten
von hinten zu der Kojtf von einander geschlagen worden, welclier Bauer
darauf lebendig gerädei't worden. Man sagt : Fabrichs habe den Tag
seines Todes aus den Gestirnen vorausgewusst."
Etwas umständlicher erzählt Traben, ') l. c, ih .908, diese Ge-
schichte.
Noch umständlicher giebt der ehemalige ostfriesische Hofprediger
J. F. Bkrtram in seinem Parerg. Ostfries., p. 196, diesen Vorfall an:
Iiisigiies Mathematici ac Astronomi, themafis genotliViaci coudemli ratUnies
hitelUgehuiit. Accidit, id aliquando fiVius Joannes patreni Davidem in
litteris ad ipsum datis rogaret, ut 7mum Maß diem A. 1617, ii)si fatalem,
probe observaret, sihique a periculis caveret. Pater flio respondisse
fertur, id nee minus sibi jam perspectum esse. Venit atro calcido notatus
iste dies quo fere integro Davides se dotni insigni cum ciira et solli-
citudine continet. Multa vespera ingruente, diem praeteriisse opinans
prope domtim suam tranquillus denmbulat. Tunc venit ex agro hämo
ipsi vicinus, quem Fabricius Pastor, jmulo ante in concione oh farto
sibi ablatos anseres haud obscure notaverat. Hanc ignominiam pnhlice
illatatn, ut credebat, vindicaturus iste Jiomo rusticus, Pastor em, sive
praevia, ut qiiidem narrant, alloquio, sive per insidias, ut magis mihi
credibile videtur, et quoque narratur, aggressus pala, quam in humm-is
gei-ebat, ad fodendas turfas ante usus, caput illius post tergum ita ferit,
ut capite scisso Fabricius noster, animam eodem adhuc die expirarerit.
Die Sage, das Fabricius seine Todesgefahr am 7. Mai 1617 schon
aus den Gestirnen vorher gewusst, ist höchst wahrscheinlich blosse Er-
findung und ganz unbegriindt^t. Wir wissen, dass ihm die eitle Astro-
logie nichts Wahres darüber lehren konnte, und es wäre ein höchst
') Traden's gelehrtes Ostfriesland, 'l'li. 1, j). 211.
Teadkn: Er hatte Jemandeu aus seiner Gemeinde, weil derselbe ihm eine Gans
gestohlen, etwas zn kenntlich von der Kanzel bestraft, wodurch dieser so entrüstet
wordiMi, (lass er ihm, als er Abends etwas nach 10 Uhr auf ilem Kirchhofe spazieren
gegangen, mit einem Torfspaten den Kopf eingeschlagen. Man erziililt. er habe ans
astrologischen Konstellationen vorausgesehen, dass ihm an diesem Tage ein rngliuk
bevorstehe. Traden's Grossvater, der zu Sieyctamn, unweit Ostcel, Prediger, und mit
vielen alten Leuten in Osteel bekannt gewesen, hat erzählt: Es habe Fabhicius lange
vorhergesagt, dass er im Anfange des Maimouats, besonders am siebenten Tage, nicht
ans dem Hause gehen dürfte. Er habe sich auch den ganzen Tag sorgfältig zu Hause
gehalten, bis etwa nach 10 Uhr Abends, da habe er zu seiner Frau läclielnd gesagt
Nun kann ich doch wohl dreist aus und noch etwas spazieren gehen. Der Tag ist
vorbei, es ist nach 10 Uhr. Bald nachher sei ihm doch das Unglück widerfahren. S.
Tkadkn, l. c, Th. 1, p. lUO.
19. Matfi-iiilieii zu einer Lebensbesclireibung der beiden Fabricius. 203
sonderbarer Zufall, -wenn gerade sein gewaltsamer Tod von ungefähr
mit einer seiner grundlosen und falschen Vermuthungen zusammen-
getroffen wäre. In Beetram's Erzählung ist schon das offenbar unrich-
tig und erdichtet, dass sein Sohn Jon. Fabricius iliu in Ansehung dieses
Tages gewarnt haben sollte, denn dieser war damals schon lange todt.
Das angebliche Vorherwissen seiner Todesgefahr war höchst wahrschein-
lich nichts als eine Erdichtung, womit man zur Ehre der immer noch
heimlich geglaubten Astrologie, den Tod des guten Fabricius auszu-
schmücken suchte.
David Fabricius stand in häufigem Briefwechsel mit Kepler, wie
schon oben erwähnt ist, besonders in den früheren Jahren, und in
Kepler's schriftlichem Nachlass, der jetzt von der Kaiserin Catharina
gekauft, bei der Akademie in St. Petersburg verwahrt wird, findet sich
ein ganzes Volumen \) Upistolarum Davidis Fabrico cum responsionibus,
das gewiss viel Interessantes enthalten wird. Später wurde dieser Brief-
wechsel unterbrochen. Kepler beantwortete, aller wiederholten dringenden
Auffordei'ungen unerachtet, die Zuschriften des Fabricius nicht mehr.
Dies verdross Fabricius und in seinem Prognosticif: auf die Jahre 1615,
1616, 1617 suchte er nun Kepler durch allerlei kleine Angriffe oder
Gegenbehauptungen gegen dessen Sätze zu nöthigen, sein hartnäckiges
Stillschweigen aufzugeben. Kepler sah sich auch wirklich dadurch ver-
anlasst, seinen Ephemeriden auf 1617 eine ..Besponsio ad interpellationes
DA^^DIs Fabkicii, Astronomi Frmi, iitsertas Prvgnosticis suis annorum
1615, 1616, 1617 (pag. 16 — .§5/ beizufügen, die Lincii calendi^ Octobris
Anno 1616 datirt ist." Da diese Ephemeride erst später 1618 gedruckt
wurde, so wird Fabricius diese Antwort nicht mehr gesehen haben.
Kepler's Ephemeriden sind jetzt selten, ich setze deswegen den Anfang
der Responsio hierher, weil dadurch das Verhältniss, worin die beiden
Astronomen mit einander standen, erläutert wird.'-)
'j Vol. No. VII Ejiistolae Davidis Fabrich Aug. Confess. in Orientali Frisia
Ministri cum res2>onsionibus.
'-) Tempus est et invitat materia, ut ad te convertar, sülertissime Fabrici, amice
vranice! nee enim dignitatem hujus nmninis, qita me cultum et ornatum voluisti, cum
consuettidine literas ad te mittendi depnsui. Succensuisti , fateor, conticescenti ; sed
et f'atigasti responsantem. Echo mta germana, cui cum esset concedenda vox ultima,
id est priori mihi tacendum, non magna sollicitudine aniini finem reciprocationis
illiim statui, quem tempus suasit: cum occupatissimus in commentariis Maiiis edewlis,
Opera publica privatae responsimiis gratiam me redempturum speravi.
Ex illo tempore frustra tu rotulae tuae magneticae indicem in litcram A.
direxisti, ut et in mea rotula per lotiginquum hoc occultae virtutis commercium effi,-
ceres idem: alii mihi magnetes ex propinquo ingruebant, rirtute valentiores, effectu
tuae Contrario, ut penes me litera niilla crebrius iiidicaretur vis, quas Dolor et
Luctus et Mors et Orbitas, et Bella et Lites praefixas gestaut in frontihus, et Pecunia
204 Peisüulickes.
In eben diesem, doch noch immer freundschaftlichem Tone geht es
neun enggedruckte Quartseiten fort. Kepler vertheidigt sich gegen
die Angriffe von Fabeich'S, widerlegt manche seiner Behauptungen,
billigt aber auch einige seiner Sätze. Ich werde noch unten wieder
auf einiges in dieser Besponsio zurückkommen.
Ausser dem spärlichen Lichte, was diese KEPLEii'sche Eesponsio
auf die Lebensumstände, Beschäftigungen und Meinungen unseres David
Fabricius wirft, ist noch ein in dieser Hinsicht reichhaltigeres eigen-
händiges Manuskript von ihm vorhanden. Es führt den prächtigen Titel:
..Calendnrium Idstoricnm earum verum, quae ministerii mei tempore
in Europae orbe hinc inde conügerunt. Nam praeteritcrrum (quorum
Calendaria multa et varia reperlimtur) hie nulla fit mentio. A me,
Davide FAnEicio, Esensi, pastore Resterhavensi coUediim. Anno 1590 sq."
Das Dasein dieses Manuskripts erfuhr ich zuerst aus den Zusätzen
und Verbesserungen, die dem dritten Bande von Traden's gelelntem
Ostfriesland beigefügt sind. Der Verfasser dieser Zusätze beschreibt
es umständlich und hat von p. 293 bis p. 304 alles ihm leserliche, auf
Fabkicius Leben Bezug habende, ausgezogen. Denn das Manuskript
ist, wie er mit Reclit bemerkt, wegen der schlechten Hand und sehr
verblichenen Tinte sehr schwer zu lesen, und oft ist es ganz unmöglich,
etwas Zusammenhängendes aus demselben herauszubringen.
Da dies 3Ianuskript zugleich viel Astronomisches enthalten sollte,
so war icli sehr begierig, es selbst zu sehen. Nach eingezogener Er-
kundigung wurde ich beleiirt, dass es sich jetzt in der landständischen
Bibliothek in Aurich befinde. Ich wandte mich also mit der Bitte an
den Herrn Landsyndikus Teltix« in Auricli, mir das Manuskript auf
einige Tage anzuvertrauen, der auch sogleich die Güte hatte, mir das-
selbe zu senden.
Icli erwartete in diesem historischen Kalender das eigentliche ül)er
die Entdeckung des Sterns Mira im ^\'allfisch, Beobachtungen des
neuen Sterns im Fusse des Schlangenträgers, und des am Ende des
10. und im Anfange des 17. Jahrluinderts sichtbar gewesenen Kometen,
vielleicht aucli etwas über den neuen Stern in der Brust des Schlanizeu-
in occipite et ah cade»! sijllaha incijj'n-ntes Migrat'w et Miserici, quae „Mi fa lassu
lam/mre." Crudclia, qiii nilentium meiim, siib quo ceii Uyamentu quodam vix aeyir
coalcücebant mentis volucra, 2'ublicis machinis aclmotis nisus es cxpuynarc, linteaquc
cicatrieibuH nondam obductis revellere. Verum nmi est suspicax charitas; ignaru»
aegritudinum mearum fuiati, veniam mcretur amor nmter. quem non alücr nie tibi
jtiiiliaii: ponKum induhisnc, quam si ad pnblicas tuas provocaliones publice qiuique
reuptindeam, quod ante editionem hujns Ephcmcridis commodo meo facere non putui.
Age itaquc fuam pracfatiunem in prognoaticuDi anni IGlö examincmun ; crebra mim
ucvurrit nominis mea metttio etc. etc.
19. Materialien zu eiuer Lebeusbesclireibuug der beiden Fabricius. 205
trägers, besonders aber Nachrichten über die Erfindung der P'ernröhre
und den eigentlichen Tag der von seinem Sohne Jdh. Fabkicii-s ge-
machten ersten Beobachtung der Sonnenflecken zu finden. Aber ein
paar ganz unbedeutende Ei'wähnungen der Kometen von 1595 und KiO?
ausgenommen, wurde keine dieser Erwartungen erfüllt, und überhaupt
der so viel versprechende Titel des Werkes schlecht gerechtfertigt.
Allein demungeachtet bleibt dies Manuskript doch immer eine höchst
schätzbare Reliquie unseres braven Fabkicitjs. Die äussere Form und
die innere Einrichtung des Calendarü werden umständlich in dem An-
hange zu Teaden's gelehrtem Ostfriesland, Bd. III, p. 293 sq. beschrieben.
Indessen hat dies Calendariuni seitdem einen neuen Band erhalten, dort
wird es als klein Folio angegeben, jetzt ist es Quarto geworden. Das
Buch selbst ist ein angefangenes Sterberegister eines Minoritenklosters
in Oent, woinn auch schon die wenigen von 1570 bis 1577 vorgekom-
menen Sterbefälle der Klosterbrüder eingetragen sind. Wie Fabeicids
zu diesem Buche gekommen sein mag, ist schwer zu errathen. Da es,
wenige fehlende Blätter ausgenommen, für jeden Tag des Jahres eine
ganze Seite enthält, die in 32 Linien abgetheilt ist, so hat Fabricius
diese Seiten dazu benutzt, auf jeder einen Monat seiner AVitterungs-
beobachtungen zu schreiben. Denn eigentlich enthält dies Calendarium,
das nach dem Titel die in europäischer Welt hin und wieder vorgefal-
lenen Dinge enthalten soll, nichts als ein meteorologisches Tagebuch.
Am Rande hat er jeden Tag die Statt gehabten Planetenkonstellationen
beigefügt. Merkwürdig ist es, dass er dabei den Mond gar nicht mit-
nimmt. Sonst hat er dann noch oben und unten allerlei astronomische
und physikalische Beobachtungen, oder auch ihn selbst näher betreffende
Vorfälle beigeschrieben. Der politischen öffentlichen Angelegenheiten,
selbst der damaligen inneren Unruhen und Streitigkeiten in Ostfries-
land wird nie erwähnt.
Ausser diesem meteorologischen Journal ist noch das Titelblatt be-
schrieben, und sind mehrere nicht zu dem Martyrologio gehörige Blätter
beigebunden, auf denen theils allerlei astronomische Beobachtungen
stehen, theils haben eingetragen werden sollen. Einige enthalten auch
zu seinem Hauswesen gehörige Verzeichnisse, Recepte zur Bereitung
der Tinte etc.
Das, was aus diesem Calenäario für die Lebensgeschichte unseres
Fabricius gezogen werden kann, ist von dem ungenannten Verfasser
in den Zusätzen und Verbesserungen am Ende von Teaden's gelehrtem
Ostfriesland ausgezogen, grösstentheils auch schon oben von mir benutzt
worden. Hier werde ich nur das anzeigen, was dies Manuskript Astro-
nomisches und in Physik und Naturgeschichte einschlagendes enthält.
Wenn ich aber gleich mehreres habe lesen können, was dem Ver-
206 Persönliches.
fasser der Zusätze unleserlich blieb, so habe ich doch auch manches
daraus nicht entzittern können. Inzwischen glaube ich, dass nichts
Wesentliches, und was mau nicht leicht kouipletiren könnte, zurück-
geblieben ist.
Calendarhim Historicmn
Earnm rcno», quae mmisteru mei tempore in Europae orbe Jiiiic
inde contUjcrunt. Kam praeteritorum, qiiorum Calendaria multa et varia
reperiuntur, hie nulla mentio fit
a me
Davide Fabricio, Escnsi, pastore Resterhavensi coUedum.
Anno 1590 et seq. 4to.^)
Auf derselben Seite bestimmt er noch aus der mit einem Quadranten
von 3 Fuss genommenen Solstitial D Hölie 59" 53', Höhe des Ardurs
57" 45'. der Krone 64*> 30'; die Polhöhe von Resterhave 53" 38'.
Seite 2. Distanzen der ?, % und t) von Fixsternen vom 21. De-
cember 1594 bis 2. Februar 1595, dabei giebt er sich selbst die Vorschrift,
Observentur quotannis loca planetarum, praeci])ue malonim, trans-
euntium ascend. meiim et filiorum ad habenda vera ascendeiitia.
S. 4. Certae observationes v. 1590, 1591 — Byrgius ad me aimi
1593 mitio scribit, Arduri Dedin. esse 21'^ 23. Er zieht noch 1' wegen
Praecess. ab. Si jam statimtur vera alt. Arduri 57^ 43'. Elevatio erit
53" 39'.
S. 5. Declinationes A'ic. E., Long, et Lnt. st. fix. a me D. F. cal-
culo inventae — 35 Sterne, aber nur von 14 die Deklination aus dem
Meridian, für Alles übrige leer.
S. 6. Observat. t) 1595 20. Od. — 5. Jan. 1596.
1594 l.Mart. — 21.Apr.
8. "8. Distantiae praecipiiarum stellarum diligenter semisextante
sumtae. Ich führe zwei an,
dist. Ajuilac et mediae in Oygno 32° 13',
dist. Lyrae et mediae Cygni 20" 18'.
S. 9. Observat. mot. S exacte et diligenter anno 1595 fadae p.
Sextant, et quadr. Zur Probe die mit No. 3 bezeichnete:
Nov. 5., h. 6, dist. i ab Aldeb. 24" 0' a praec. Cornu T 14" 23'.
Eod. vesp. h. 9 (cum in Mer. erat) Dist. ab Aldebaran 24" 7'
Altitudo Meridiana exacta 52" 40'.
S. 10. Observationes 4.
S. 11. 1595. Observaiimies aliquot Metereologicae D. Fab. ah
experietitia siimptae. Die gesperrten ^^^örter sind ausgestrichen und
') TiiADHN nennt es klein Folio.
19. Materialien zu einer Lebeusbeschreibung- der beiden Fabricins. 207
ist Astrologicae darüber geschrieben. "Wirklicli, bis auf zwei, die Abmes-
sungen des ßegenbogens betreffen, astronomische Beobachtungen. Ich
zeichne nur aus:
1595. 12. Sept. mane ante ortum 0, dist. Q, a cervice Sl, 20" 5' circiter,
diM. 'i et Q, 5° 6' pp., dist. ? et RecjnU, 12" .59', dist. ? et
cervicis Sl, 15" 13'.
14. Sept. mane dist. exada ? et ?, 5** 58', optima videri
2wtuit, cum praeced. trium Orion, erat in Meridiano.
23. Sept. tribiis circiter atit ad summum 4 horae minutis ante
meridiem O in superiore parte ohscurari coepit. Alt. vera in
inerid. 82" 34^'. Finis ecciips. 29" 48' drc. Maxima ohscuratio
non exce.^sit 7 niimäa aiit ad summum 8. Tempus finis est 1'' 26'
p. m. Dnratio tota i'' 30' circ. aut p)aulo minus. 29. Sept. 9 ad-
huc optime videhatur.
S. 12. Noch einige Beobachtungen und aus der Erfahrung ent-
lehnte Vorschriften beim Gebrauch des Sextanten.
S. 13. Register über angeschafften Schmuck und Kleidungsstücke.
S. 15. Geburtstage und -Stunden seiner Kinder und einiger Anderen
z. E. Johannes a. 1587, 8. Jan., die solis liora 11 aidemer.
Viele Seiten von Fabkicius unbeschrieben.
Dann meteorologisches Tagebuch Annus Chr. 1588. Jan. bis 5. Sept.
1589. Jim. und Julius, nur einige Tage.
1590. Eegelmässige meteorologische Beobachtungen. Am Eande werden
die Konstellationen bemerkt. Auf den Mond wird gar keine Rück-
sicht genommen.
1590. Mart. 20 mane h. 7 — 8. Zwei Nebensonnen.
21. Jul. observavi ecciips. 0, cujus iniiium apud nos erat h. 6 28
circiter A. M. finis h. 8 44', duratio tota 2'' 16'. Ecdipsis in.ci-
piehat in merid. parte in media fere et x^ix 3 partem cor-
poris Qlaris ohservatam fuisse animadverti per duplex diversi
coloris vitrum. 2. ohservavi, Qlis pars obscurata videhatur in
tabula, cum tamen in öle esset infima Tempus obs. serenum.
1591, d. 21. Apr. hirundines visae — d. 24. Ainil hebbe ick hy Ovelgunne
101 Stork titosamen flegen selin und sich verlustigen. Gleich dar-
nach üngewitter mit Donner, Hagel, Sturm etc. Das übrige
dieses Jahr fehlt.
1592, d. 20. Hart, starkes Nordlicht.
4. A2)ril. Zwei Nebensonnen.
May bis Dec. fehlen, ausser fünf Tagen im Junius.
1593. ./an. 30. Anfang des langwierigen Ostwindes. (Non dubiimi est
ti diufHrni hujtis venti orientalis et frigoris auctorem esse. Xam
208 Persönliches.
ttuic transcendit Eclipt. et borealis esse incipit a fine Januiirü
per Februar hon et Mart'mm. Meist Frost und Ostwind.
Mart. 10. (per Gnomonis 12 peil, uvihram) Alt. siq). ö'6'" ö'-?'
infer. 36^ 2" Parall. 2^'. Alt. aeq. 36^ 22' (FABEicrrs schliesst
daraus, dass das oequin. Mart. 10, h. 2 eingetreten sei).
Mart. 13. Altid. Coitri (z)lis addita parallax. 37^ 27'.
Mart. 19. Altid. mer. B erat 58'^ 37' circ, declin. 22'' lo.
ita iit circa finem JanuarU hör. factus sit, causa diuturni venti Or.
Mart. 24. inane liora 4 exacte conjundos deprehendi \ et 6
in uno circido verticali positos. Distantia latif. conveinre aut
j)arum aberrare videbatur visa n. q. W dist. iiiter utrosque.
23. Mart. noch eine Sonnenhöhe, woraus er eine Aequatorhöhe
von 36" 2U' schliesst.
25. Jid. hat er zu Norden eine Mumie aus der Insel Teneriffa
gesehen.
1594. Die 19. Jan. ])erfeci semisextantem meum astronotnirum, qui praeter
laborem meum mihi constat 2 Daleris, absque adjuncto altero in-
strummüo quo visitur in ohservatione.
Martius 3. Geburtsanzeigen mit Horoskopen.
Jan. 25. h. 6 30' uxor mea pcricuhsis.nnw parta enixa est
filitiin, qui in laboriosissimo partu vitam cum niorfe comnin-
tavit etc., mit beigefügtem Horoskop.
Nov. und Dec. viele Beobachtungen von +, 4 und 1».
1595. Mali, et Apr. einige Beobachtungen.
1596. 5. Mart. videbatur 17 '^ a Ole remotiis. Mehrere Höhen.
15. April dist. 0lis a + paxdo ante occasum <Düs 30'^ 30' cirriter.
3. Mny Vesp. (Die elev. i» Bist. 55» 15'.
30. May vesp. Diain. 1) 35'.
Juli 8. Cometa in Eytingen (?) a pa^tore visus liora 12 noctis.
Juli 10. h. 12 noctis Cometa Nordae visus in septentrione paido
ad sinistram sujwa 2 Stellas (extant in priore pede Ursae maj.
ad altitudinem W circa cauda suisum prorecta).
1596. 11. Aufj. Scripsi primo in Daninm ad Ti/chonem, 28. Srjjt. litt. Tych.
accepi. (Bekanntlich hat F.MUiicirs den o. (13.) Aug. 1596 den
Stern Mira im Wallfisch entdeckt.)
1597. Janr.-Febr. einige Geburten mit Horoskopen.
Jidius. Pest angefangen zu Norden — 11. Awj. zu Oklni-
burg 100 Häuser abgebrannt in der Havenstrasse.
Novnnb. Pest weiter verbreitet zu Norden. Zuweilen täglich
20 Todte. — Im Nov. kostete zu Emdm die Last Roggen 1 33 Tlilr.,
guten Malzes 90 Thlr., Gerste H(I Thlr., guter Hafer 39— 4U Thlr.,
Weizen 150 Thlr.
19. Materialien zu einer Lebensbeschreibung der beiden Fabricius. 209
1598. Feh: 10. $ videtur. Febr. 11. EcUpsis Lunae.
Febr. 19. ciconia a multis visa.
Febr. 26. EcUpsis Solls finis 12'' 5'. Mart. 3. und 4. tres soles visi
Nov. 7. Mater mea peste obiit vesp. h. 9 Embdae cum 4. Nov.
circa merid. affligi coejnt.
Nov. 13. Feste affligi coepi. Nov. 16. Johannes affligi coepit
peste F. M. (Dieselben Notizen kommen noch eine AVoche später
unter dem 20. und 23. vor, sind aber wieder durchgestrichen.
Indessen setzte Fabeicix's seine meteorologischen Beobachtungen
bis zum 20. Nov. fort, dann aber kommt eine Lücke bis zum
31. Decbr.) Im December bemerkt er, habe die Pest aufgehört,
an der meist jung Volk gestorben sei; alte wären aufgekommen.
1599. Octbr. 12. Stark NordHüsz. Nov. Thema für seines Bruders am
9. Nov. 9'' 30' A. M. geborene Tochter Geske, die 1602 April
wieder starb, nebst astrologischen Reflexionen.
1600. Dec. 1. stark Nordflüsz.
1604. (Nun zu Ostel) Jan. 18. Nordflüsz. Sept. 29, 6 vera 4 J in 19'> 14',
/ circa meridiem ex observatione.
Oct. 29 gewaltiges Nordlicht von allen Seiten bis zum Zenith,
doch am meisten im W. und JVTl'. Ist im NW. ganz blutroth
aufgegangen und die Flamme schrecklich anzusehen gewesen etc.
(mane h. 5.)
1605. Dec. 9. starkes Nordflüsz. Vom 12. Dec. WOb bis 25. Mart. 1606, Lücke.
1607. Sept. 20. Cometa prima vice lioriz. nostr. attigit.
Sept. 23. Com. c. oritur.
1608. Jan. 27. m Nordlicht.
Dec. 2. hora una, aut aliqiiid plus, post occasum an vielen
Orten Führ vom Himmel gefallen, tho Norden, in den Dam,
Groningen, Oste et aUbi — ,, — Fürklumpen in der Luft fleegend
gesehen — „ — als wenn der Mond in der Zeit durch die Wolken
geschienen hätte — „ — etlicher wegen mit grossem Geräusch und
Klattern, als wenn ein gross Geschütz abging.
1609. 27. Sept. — 28. Sept. die ganze Nacht starkes Nordlicht, besonders
Abends 27. Sept. 8—9'' gar schrecklich blutig roth im A\'esten.
Oct. 16. Nordlicht.
1610. Febr. 14 h. 8 — 9 visi 3 (Dies. Dimensus sum distantiam a (Die
circiter 22° aut 22^°.
Jan. 6. Um Mittag war scheinbar krumme Regentrappe, oder
Seh welch in Osten, von mir und aliis gesehen, der in alt. 5" erst
sich sehn laten gar dünne, dann dicker (vi. \ Grad) ad \(i Gr.
longit.., und dat Water weggeschlürft, dat mau ogenschinlich sehen
kann, dat et immer höher getragen (wie man die Mettwürste fort-
Olkers I 14
210 Persönliches.
striekt) und dann dick dann dünn gewesen, und na unserra Ver-
stand hefft de Watertrappe dat A^'ater in den Meeren — dat möer
upgetragen. welche da von Ostel int Osten liggen.
1611. Pestis Kordae ab iintio Julü grassari coepit. Mense
Aiußisto majcbne viguit Xordae, ut et in primis diebiis Septemh-is.
9. Dec. circa 7 matuf. ante ort um 0, claro coelo is vor der
8chole ein groot Klump Fürs gefallen, als ein Backsteen. Eodem
tempore ist tlio Ostell twischen Isbrants und Wibbo Meyers — als
een brennent Tortf grot gefallen, doch ein Man hoch von der Erde
verschwunden, by Clamperhoek is damals ook wat gefallen.
1612. Junius grosse Trockniss.
Scheinerus Jesuita scribit die 29. Octbr. (qua vesp. Eclipsis fuif)
die illo 29 toto fuisse coelum serenissimum (Zu Ostel war es mit
Süd-Süd-Ost Wind wolkicht.).
1613. Januar ist der letzte Monat. Es scheint das übrige zu fehlen,
und das Manuskript sich nicht hier zu endigen.
Die beiden letzten Anmerkungen sind:
Circa 10.. 11., 12.. 13. Jan. etliche Blomen primula veris in
hotio nostro und etliche Blomen in — gesen.
29.Jan.ßiiis in Saxon.profectus. Dedi Uli 21 Dal. et 1 dobbelte
Pistolette.
Johannes Fabricifs,
geb. 1587 den 8. Jan. {die solis) hora 11, ante meridiem. Ueberstaiid
1598 (den 16. oder 23. Nov.) mit seinem Vater (13. oder 20. Nov.) die
Pest, die im December aufhörte.
JoH. Fabricii Phrysii de Maculis in Sole observatis, et apparente
ea)~um cum sole conversione Narratio. Cui adjecta est de modo eductionis
speciertim visibilium dnbitatio Wittebergce typis Laukentii Seuberlichii,
impensis Jon. Bokxeri senioris et Eliae Eeheeeldii, BibJiop. Lips.,
Anno MDCXI. ')
Dem Grafen Enxo (111.) von Ostfriesland gewidmet, dessen dem
Verfasser ertlieilte, vielfältige grosse beneficia er niciit genug rülimen
') Kepler Ephcm. L c. p. 17.
•5. Maculas solis a filio tuo longo ante Ajiellem i-isas, si haiKni
vindiciantm satagis, et testatus sum Pragae multis, et testor etiamnum.
Quin etiam lecto tuo jjrognostico in annutn 1618, ex quo de immaturo ejun obitu
(crfior factus sum, .significationeni addo jmblicam doloris nici; quad et Tc amicum
filio frugi, et philosopliiani luratorc millertissinii), i'critatis et Uherae sententiae ainiin-
tissimo, et nie deliciis ineis orbatutn intelligam. Scd nimirum exfat cßis libeUus de
Maculi» Solaribu« a. Kill editus, quovis tlogio, Epitaphioque, honori/icentior. qui et
famae illius posUtumae praesidium, et communis nostri doloris .inimentum continet.
20. Vermisehte Bemerknngen. 211
kann. Aus dieser Dedikation scheint zu erhellen, dass er sich eigent-
lich der Medicln widmete. Die Dedikation ist Wittehergce Id. Jan. 1611
datirt.
Seine Bescheidenheit, sowie die Un Vollkommenheit der von ihm
gebrauchten Fernröhre wird aus folgender Stelle erhellen: Prcetereo
tiwic Satarimm recens Galilceo trifannem ohservatnm, ut ex literis cujus-
dam viri fide digni accepi. Taceo quatuor circa Joveni errones, qui
ejvsdem G. diligentia nobis monstrati fmnt: qiios non tantum multis tdsos,
sed etiani obserratos aliquoties constat. Verum suhiilitate hie opus est
summa, ne et oculus atque instrumentiini nobis imponant: alioquin pro-
clivis hie lapsus est et facilis eorum persuasio, ob infinitas afßocorum
siderum Jucidas. in planetarum confiniis co)i.<tipatas. Equidem si mihi
ip.yj fido, eos mihi visos non ansim simpUciter negare: verum quia instru-
menti mei subtilitas non omnino attingebat tenuitatem illarum stellarum,
malo ista observationis fide carere, quam obscuro licet aliquoties repetitce
animadversionis testimonio temere famam angere novae observationis.
JoH. Fabkicius n. 1587 8. -Jan. die solis h. 11 ante meridiem.
Hat nicht zu Wittenberg, wie Weidler p. 435 sagt, sondern zu
Osteel in Ostfriesland zuerst Sonnenflecken gesehen.
20. Vermischte Bemerkimgeu.
Schreiben vom 21. November 1809.
[Astronomisches Jahrbuch für 1813. S. 256, 257.]
Bessel setzt seine Arbeit am BRADLEx'schen Katalog, der vielleicht
3500 Sterne enthalten dürfte, eifrig fort. Ich verspreche mir sehr viel
von diesem Verzeichniss, das besonders auch für die eigene Bewegung
der Fixsterne wichtig ist. Dass der Stern /< in der Cassiopeja eine
eigene Bewegung von 6 Sek. in der Rectasc. jährlich habe, wissen Sie
schon. Es giebt noch mehr Sterne von beträchtlicher, wenn gleich
nicht so starker eigener Bewegung. — Der Fleiss und die Ausdauer
meines Freundes Bessel ist eben so bewundernswürdig als sein Genie
und seine Geschicklichkeit und Kenntnisse in der Mathematik und Astro-
nomie. An dem Dr. Schlmachek, der sich diesen Sommer bei Gauss
aufgehalten hat, habe ich einen sehr talentvollen und geschickten Mann
kennen gelernt, von dem sich die Sternkunde noch viel zu versprechen hat.
14*
212 Persönliches.
Schreiben vom 25. August 1810.
Der König hat bei seiner Durchreise durch Göttingen unserem Gauss
den Orden der Westphälischen Krone und H.vrding 4000 Franken zu
einer Reise nacli Paris gegeben. Dass zur Göttingensr-lifn Sternwarte
200 000 Franken bewilligt .sind, werden Sie schon wissen.
Freund Schköter wird bei der neuen Veränderung der Dinge doch
höchst wahrscheinlich in L'iUi'nthal bleiben.
Von Bi:s?<KL habe ich aus Köitigsbercj sehr gute Nachrichten. Ich
erwarte nächstens von ihm die gedruckte Abhandlung über die Bahn
des Kometen von 1807. Er hat, bisher unerhört, nun auch die Per-
turbationen, die der Komet während seiner Sichtbarkeit von den Planeten
litt, mit in Betrachtung gezogen, welches sehr merkwürdige und in-
teressante Resultate giebt.
Die Herrn GEiufoxNE und L.vvekxäde, Professoren am Lyceuni zu
Msmes, haben mir das erste Stück ihrer Amiales de Maththnatiqiit's
pures et appliquees geschickt, die sehr interessant zu werden scheinen.
21. Astronomische Bemerkungen.
Aus einem Schreiben vom 8. August 1821.
(Astronomisches .lalirlmcli für 1H2-1, S. 22S— 230.]
Was die mir zugeschriebenen Berechnungen über künftige An-
näherungen von Kometen etc. betriift, so sind dies missverstandene und
verdrehte Bruchstücke aus meiner Abhandlung: „Ueber die Möglichkeit,
dass ein Komet mit der Erde zusammenstossen könne." fS. MonaHlchi'
Korrespondetiz, Bd. XXII, p. 409 — 450.) ') Ich habe dort die Wahr-
scheinlichkeit jeder Annäherung eines Kometen an die Erde zu be-
stimmen gesucht. So finde ich z. B., dass man für jeden Kometen,
der zu seinem innerhalb der Erdbahn liegenden Perihel kommt, 175 705
gegen 1 wetten kann, er werde der Erde nicht näher kommen, als der
Mond. Angenommen nun, dass alle .lahr im Durchschnitt zwei Kometen
zu ihrer Sonnennähe innerhalb der Erdbahn kommen, so wird eine
solche Annäherung etwa in 88 000 .laiin n einmal Statt finden können. —
•) AbhaiuU. Xo. 0, S. 92 ff.
21. Astronomische Bemerkuiig-en. 213
Wenn Sie jene kleine Abhandlung lesen, so werden Sie sich überzeugen,
wie schief und unrichtig man in einigen Zeitschriften die von mir
berechneten Probabilitäten als wirkliche Berechnungen künftiger Ereig-
nisse dargestellt hat.
Ich habe nun das Vergnügen gehabt, den Bericht des Kapitän
Kater über die von ihm am 4. Februar 1821 gesehene Lichterschei-
nung im dunklen Theil des Mondes in dem neuesten Bande der Philosoph.
Transad. zu lesen, und mich daraus, so wie aus der beigefügten Figur
überzeugt, dass dieser sogenannte Mondvulkan dieselbe Erscheinung
war, die ich am folgenden Tage, den 5. Februar, zu beobachten Gelegen-
heit hatte. AMe ich mir dieses nun schon so oft in dem Flecken
Ai-istarchus wahrgenommene Phänomen erkläre, werden Sie vielleicht
aus den Göttingischen Gelehrten Anzeigen gesehen haben: nämlich aus
einer unter einer bestimmten Libration Statt findenden, unvollkommenen
Zurückspiegelung der erleuchteten Erde von einer ebenen glatten Seiten-
wand einer grossen zum Aristarch gehörenden Felsklippe. An einen
feurigen, brennenden Vulkan kann ich nach dem, wa.s wir von der Be-
schaffenheit und der Atmosphäre des Mondes wissen, nicht wühl glauben.
Inzwischen muss ich doch anführen, dass Herr Heeschel der jüngere
die Gelegenheit gehabt hat, mir, mit Bewilligung des Beobachters, eine
ungemein wichtige Beobachtung des Herrn Broavxe mitzutheilen, die
allerdings einen vulkanartigen Ausbruch im Flecken Aristarch., der im
Februar 1821 Statt gefunden haben müsste, zu beweisen scheint. Herr
Browne hat nämlich seit einigen Jahren im Aristarch deutlich zwei
kleine schwarze Oeffnungen oder Höhlungen bemerkt, wovon die eine
nach und nach sich auszufüllen schien: seit dieser letzten Eruption aber
sind diese Oetfnungen gänzlich verschwunden, und an ihrer Stelle ist
eine Hei'vorragung sichtbar. Auch bemerkte Herr Browne einen von
dem Flecken ausgehenden Streifen einer ungemein weissen Materie, der
vorher nicht da war. Bestätigt sich diese grosse Veränderung im
Flecken des Aristarch seit dem Februar d. J., so fällt wenigstens dies-
mal meine Erklärung des Phänomens weg. Aber vorher nmss noch
erst sorgfältig untersucht werden, ob die ehemalige Form des Aristarch,
die beiden Oeifnungen, der fehlende weisse Streif u. s. w. nicht vielleicht
bei einer anderen Libration und einem anderen Erleuchtungswinkel
wieder Statt finden? Wie höchst verschieden der Anblick eines und
desselben Mondflecks nach der verschiedenen Libration und den ver-
schiedenen Erleuchtungswinkeln sei, ist bekannt: und besonders haben
die verschiedenen Abbildungen, die uns der sorgfältige und genaue
Schröter von dem Aristarch in seinen Fragmenten geliefert hat, unter
sich fast gar keine Aehnlichkeit. Immer muss also noch erst ausgemacht
werden, ob die von Herrn Bk(jw.\e wahrgenommene veränderte Gestalt
214 Persönliches.
des Aristarch wirklich in pliysischen Veränderungen Grund habe, oder
blos nach optischen Gesetzen Statt gefunden haben kann.
Herr Professor Haeding hat an demselben 5. Februar, an welchem
ich den Aristai'ch fixsternähnlich sah. diesen nur als einen Nebelflecken
bemerkt. Die Ursache liegt wahrscheinlich darin, dass er die 132 malige
Vergrösserung seines Teleskops anwandte, da ich mich, schon zur Be-
obachtung des Kometen gerüstet, nur einer 44:nialigen Vergrösserung
meines Dollonds bediente. So erscheinen die planetarischen Nebelflecke,
z. B. der Lichtball im Wassermann, durch kleine ^'ergrösserungen als
Fixsterne, durch stärkere nebelartig.
Kometen.
22. Ueber den von Apiaii im Jahre 1533 beobacliteten Kometen.
Unterm 27. März 1797 eingesandt.
[Astrnnomisi'hcs Jahrbuch für 1800. S. läti-131.]
Obgleich dieser Komet, wie Api.^x selbst sagt, viele Tage sichtbar
war, so beobachtete er ihn doch nur vier Mal. Citimme enim, führt er zur
Ursache an, caudam a sole qiioque gigni huic, mihi eognitum est, adeo nt
viderer fnistra ojjeram imsumpturus sedidior observator. Er giebt auch
aus diesen vier Beobachtungen nur die Länge und Breite des Kometen,
nicht die Beobachtungen selbst, wie bei den Kometen von 1.531 und 1532
an. Dies ist deswegen schlimm, weil Apiax nicht blos in den Be-
obachtungen, sondern auch nachher oft in der Eechnung, wodui-ch er
seine Resultate daraus herleitete, sehr fehlte. Auch diese letzten Fehler
lassen sich deswegen hier nicht, wie bei den Kometen von 1531 und
1532, verbessern. Die Angaben Apian's sind nun folgende:
Zeit Länge
Juli 18. 2^ 30 40'
„ 21. 1^ 29" 20'
„ 23. l' 21" 30'
„ 25. P 15" 0'
Apiax datirt seine Beobachtungen vom Jiinius; allein, dass man
Julius lesen müsse, erhellt aus dem Zeugnisse aller anderen Schrift-
steller, und aus den von Apian selbst angegebenen Oertern der Sonne.
Der Schweif des Kometen war am 18. .Tul. gegen Alchenib (a im Perseus)
gerichtet und am 21. .Julius 15" lang.
Dies ist alles eigentlich Brauchbare, was uns Apian von diesem
Kometen sagt, und was wir überhaupt von diesem Kometen wissen.
Wahrscheinlich schienen diese groben, einander so nahen Beobachtungen
Hallet, der sonst Aplan's Astronomicon Caesareum vor sich hatte, zu
unsicher, um sich an die Bestimmung der Bahn zu wagen. Aus den
nur 7 Tage von einander entfernten, gewiss nicht einmal auf ganze
Grade zuverlässigen Beobachtungen Hess sich nur sehr unsicher auf die
Bahn dieses Kometen schliessen. Indessen berechnete sie nachmals
DowxF.s auf Struyck's Ersuchen, und gab sie so an:
Breite
Abweichung
Länge der Soune
32" 0' N.
52" 0'
4^ 5" 6'
36" 20' N.
55" 0'
4- 8" 0'
40" 30' N.
56" 10'
4^ 9" 53'
43" O'N.
56" 40'
4^ 11" 48'
218 Kometen.
Zeit der Sonnennähe 1533 Jun. 1(3. 19'' 30' mittl. Zeit von London.
Länge des fl, 4^ 5" 44'
Neigung der Bahn 35*^ 49'
Länge der Sonnennähe 4^ 27" 16'
Abstand der Sonuennälie 0,202 80.
Die Bewegung rückläufig.
Ich wurde zuerst durch Bakcker (Account of the Discoveries con-
cerning Comets, Land. 1757, p. 13) aufmerksam auf diesen Kometen ge-
macht. Bakckkk sagt nämlich: „die Elemente des Herrn Downes
wollten sich auf keine Weise mit den Beobachtungen vereinigen lassen,
die im Hevel vorkämen; er vermuthe also irgend einen Irrthum oder
Druckfehler." Ich schlug also Hevel's Kometographie p. 847 nach, und
fand bald, dass Hevel den Schreib- oder Druckfehler An.vx's mit
kopirt hatte, vermöge dessen die Beobachtungen vom Jimkis datirt,
und doch offenbar im Julius angestellt sind. Aber auch nach Ver-
besserung dieses Druckfehlers wollten doch Aitan's Beobachtungen durch-
aus nicht mit Dowxks' Elementen übereinkommen. Ich berechnete
daraus z. B. für den 21. Julius 1533 um Mitternacht die Länge 2^- 20" 47',
die Breite 28" 12'. Apiax hingegen beobachtete die Länge P 29" 20',
die Breite 36" 20'.
Erst nachmals erhielt ich Stiu'yck's Werke, die, wie ich glaube,
in Deutschland eben nicht oft vorkommen. In den Vervolg van di
Bc'sthryving der Staarfsterren p. >i4 u. f. stehen die angeführten Ele-
mente, und werden folgenderweise mit den Beobachtungen verglichen.
LoikI. Zeit. Beobachtung:. Keclinuiii;-.
Juli 18. 15'' 2' 3" 40' 32" u' 2^ 3" 41' 31" 59'
„ 21. 8'' l'-29"20' 3G" 20' l''28"ll' 36" 6'
„ 23. 15'' P- 21" 30' 40" 30' !'■ 22" 4' 4(i" 2'
„ 25. 16'' P 15" 0' 43" 0' 1' 15" 1' 43" 40'.
Hier kommt die Rechnung ziemlich mit der Beobachtung überein,
da ich hingegen aus den Elementen nichts Aehnliches herausbringen
konnte. Es musste demnach in den angegebenen Elementen irgend ein
Druck- oder Schreibfehler stecken; um ihn zu finden, nahm ich die
Berechnung der Bahn von Neuem vor, und nun zeigte sich dieser Fehler
bald. Es ist nämlich nach Downes die Entfernung des Perilieliunis
vom ft =21" 32', diese 21" 32' hat STErvcK oder Downks irrig zu der
Länge des Knotens 4' 5" 44' addirt, und so das Perilielium in 4' 27" 16'
gesetzt; allein sie müssen davon abgezogen werden, und die Länge des
Periheliums ist also 3' 14" 12'. Nach dieser Verbesserung stellen jene
P^lemente die AiMAx'schen Beobachtungen so vor, wie Sriu'vcK es oben
22. Uebei- den von Apian im Jahre 1533 beobachteten Kometen. 219
anofiebt, und mithin ist diese Verbesserung in allen unseren Kometen-
tafeln, worin sich natürlich jener Fehler eingeschlichen hat, anzubringen.
Dass auch nach dieser Korrektion die Elemente des Herrn Downes
wenig Genauigkeit haben können, ist an sich klar. Die Zwischenzeit
ist zu kurz, und die Beobachtungen sind zu unzuverlässig. Die von
Steuyck angeführten Stunden der Beobachtungen sind ganz willkürlich
hinzugesetzt. Apian giebt keine an, und aus seinen angeführten Längen
der Sonne scheint mehr zu folgen, dass sie alle gegen Mitternacht an-
gestellt wurden. Dovvnes wählte diese Zeiten, die an sich sehr unwahr-
scheinlich sind, weil sie zum Theil in die helle Morgen- und Abend-
dämmerung fallen, nur, damit seine Rechnung am besten mit den Be-
obachtungen übereinkommen sollte. Es ist nämlich offenbar die von
Apian in der zweiten Beobachtung angegebene Länge viel zu gross,
imd um sie etwas weniger mit den übrigen kontrastirend zu machen,
suchte DowsEs die Zwischenzeit zwischen der ersten und zweiten Be-
obachtung so viel wie möglich zu verkürzen, und zwischen der zweiten
und dritten zu verlängern. Der Komet war nach dieser Theorie schon
sehr weit von seiner Sonnennähe entfernt, und durchlief, aus der Sonne
gesehen, während der Beobachtungen nur einen Bogen von 41°. Es ist
also Alles, was man von diesen Elementen erwarten kann, wenn sie nur
so genau sind, dass man den Kometen bei einer künftigen Wieder-
erscheinung erkennen kann.
Allein ausserdem kommt hier noch ein anderer Hauptumstand in
Betrachtung. Da die Zwischenzeit nämlich so klein ist, und die Be-
obachtungen so grob sind, so giebt es noch eine andere Kometenbahn,
von der, die Dowkew gefunden hat, ganz verschieden, die die ApiAx'schen
Beobachtungen eben so gut darstellt, als jene. Dies gründet sich, wie
ich an einem anderen Ort umständlicher zeigen werde, darauf, dass.
wenn man die Zwischenzeiten unendlich klein, oder, welches gleich
viel ist, das Stück der Kometenbahn zwischen den Beobachtungen gerad-
linig und gleichförmig durchlaufen annimmt, das Kometenproblem immer
auf eine Gleichung des sechsten Grades führt, die mehrere reelle Wurzeln
haben kann, und nothwendig zwei reelle Wurzeln haben muss. Jede
dieser Wurzeln giebt eine ganz verschiedene Bahn; doch geht oft eine
dieser beiden Bahnen nicht durch die beobachteten Oerter des Kometen,
sondern durch die ihnen gerade entgegengesetzten Punkte am Himmel.
Eine Verwechselung der beiden Kometenbahnen ist also nur dann mög-
lich, 1. wenn die Zwischenzeiten der Beobachtungen sehr klein, oder
die Fehler der Beobachtungen beträchtlich grösser sind, als die Ab-
weichungen der wirklichen Bewegung von der geradlinigen und gleich-
förmigen, 2. wenn beide Bahnen durch die wirklich beobachteten Oerter
des Kometen gehen, oder beide reelle Wurzeln positiv sind.
220 Kometen.
Dieser Fall ti-itt nun bei dem Kometen von 1533 ein. Ich fand
den Kometen in dieser anderen Bahn nicht rückläufig, sondern recht-
läufig, und konnte die Elemente leicht so bestimmen, dass sie unter
den Api-vx'schen Beobachtungen drei Längen und zwei Breiten, oder
zwei Längen und drei Breiten völlig Genüge thaten. Die übrigen Längen
und Breiten wichen mehr oder weniger ab. Um die Fehler auf alle
gleichförmiger zu vertheilen, war etwas mehr Kunst nöthig; doch musste
ich die Länge vom 2L ausschliessen, die olfenbar, wie ich oben erinnert,
und wie auch schon Pisoke bemerkt hat, fehlerhaft ist, und die man
durchaus nicht darstellen kann, ohne in drei von den übrigen Längen
oder Breiten sehr beträchtliche Fehler zu bringen. Sie, wie Ddwxes,
durch willkürliche Annahme der Zeiten mit den übrigen Beobachtungen
etwas übereinstimmender zu macheu, schien mir zu misslich. Ich gab
diese Länge lieber ganz auf, setzte die Zeiten der Beobachtungen auf
Mitternacht, und damit erhielt ich:
Zeit der Sonnennähe 1533 Jun. 14. 22'' 5' mittlere Berliner Zeit.
Abstand in der Sonnennähe . . . 0,326 86
Länge des ft . 9^ 290 19'
Neigung der Bahn 28" 14'
Länge der Sonnennähe 7^ 7" 40'.
Die Bewegung rechtläufig.
Hier ist die Vergleichung mit den Beobachtungen:
Fehler Febler bei Stkuvck
Zeiten. Länge. Breite. il. Länge. il. Br. d. Länge. d. Br.
Juli 18. 121' 2^ 3'^ 50' 31« 50' + 10' — 10' +1' — 1'
„ 21. 12'' 36« 30' — + 10' — — 14'
,, 23. 12'" P 20« 52' 40« 23' — 38' — 7' + 34' — 28'
„ 25. 12" V- 15« 10' 43« 10' + 10' + 10' + 1' + 40'
Man sieht, dass in beiden Vergleichungen die Fehler viel kleiner
sind, als man sie bei Apian's Beobachtungen voraussetzen kann.
Welche von diesen beiden Balinen soll man nun für den Kometen
von 1 ■"):!;! wälilenV Die Sache scheint schwer zu entscheiden. Beide
lassen sii-li mit den unbestimmten Angaben anderer Schriftsteller, die
dieses Kometen erwähnen, gleicli gut vergleichen. Nach beiden ging
er durch den Fuhrmann, den Perseus, längs der Milchstrasse, durch
die Cassiopeja, und verschwand im Schwan. Eine Beobaclitung Fk.vc.^-
stor"s könnte uns hierin Licht geben, wenn diese Beobachtung nur zu
verstehen wäre. B^r behauptet, den 7. Julius den Kometen im Meduseii-
kopf gesehen zu haben. Der Komet maclite, sagt er, mit den beiden
Sternen, die über dem liellen in der Medusa sind, fast einen Triangel.
In der folgenden Nacht war er 3« nördjicli ^•(ln diesen Sternen entfernt. —
23. üeber deu Kometen von 1558. 221
Im Medusenkopf kann der Komet 1533 nie gewesen sein; auch kenne
ich keine zwei Sterne, die über dem hellen in der Medusa stehen.
Wahrscheinlich sah der, die Sternbilder nicht genau kennende Fracastur
irgend einen anderen Stern für den hellen in der Medusa an. Aber
welchen? Das kann ich nicht errathen. Am 7. Julius um 3 Uhr Morgens
war der Komet nach Dowkes' Elementen in 181^ der n mit ISf" nörd-
licher Breite, nach meinen Elementen in 28 *' n mit SJ^" nördlicher
Breite. Beide Oerter geben zu keiner walirscheinlichen Yermuthung
über den Stern, den Fracastor gemeint haben kann, Anlass. Ist es
aber wahr, was Pingre aus Fracastor anführt, dass der Komet an
diesem Tage um 2 Uhr Morgens aufging, so wird man die rechtläufige
Bahn, die ihn an diesem Tage südlicher und östlicher giebt, vorziehen
müssen. Noch mehr aber scheint es gegen die rückläufige Bahn oder
die Elemente von Downes zu sein, dass nach ihnen der Komet erst
nach den ApiAx'schen Beobachtungen recht gross und fürchterlich er-
scheinen musste. Er war nämlich nach diesen Elementen den 2. August
der Erde noch mal so nahe, als am 21. Julius. Davon findet sich nicht
nur bei allen Schriftstellern keine Spur, sondern Apian scheint aus-
drücklich das Gegentheil zu behaupten, da er nämlich von allen seinen
fünf Kometen, und dies gerade bei diesem Kometen sagt, dass sie um
so Ideiner erschienen, je weiter sie von der Sonne abstanden.
Will man also auch die hier berechneten Elemente nicht vorziehen,
so bleibt es wenigstens ungewiss, ob der Komet von 1533 seiner wahren
Bewegung nach rückläufig oder rechtläufig war; ob wir seinen auf-
steigenden Knoten im Anfange des Löwen, oder am Ende des Stein-
bocks; sein Perihelium im Krebs, oder im Skorpion; seinen Abstand in
der Sonnennähe über 0,20 oder 0,30 setzen sollen.
Es giebt noch mehi'ere Kometen, deren Bahnen eine ähnliche Unter-
suchung erfordern.
23. Ueber deu Kometen von 1558.
Unterm 3. Juni 1814 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1817. S. 176—184.]
Längst waren den Astronomen einige Beobachtungen des Kometen
von 1558 bekannt. Allein theils umfassen die an sich nur in ganzen
Graden angegebenen Beobachtungen des Landgrafen von Hessen einen
Zwischenraum von nicht mehr als drei Tagen, theils schien f'oENELros
222 Kometen.
Geji.ma den Kometen an einem nnd demselben Tage mit dem Land-
grafen in einer ganz anderen Länge und Breite gefunden zu haben.
Unter diesen Umständen war es also unmöglich, auch nur beiläufig etwas
von den Elementen der wahren Bahn des Kometen zu bestimmen.
Ich will zuerst die Nachrichten A'on diesem Kometen aus den Ori-
ginal-Schriftf^tellern anführen. Kothmanx (Ti/cJionis epistolae adron.,
p. laß) behauptet mit Recht gegen Tycho, dass der Kometenschweif
unmöglich blos von den durchfallenden Strahlen, es sei nun der Sonne
oder der Venus, der Tycho den Schweif des Kometen von 1577 ent-
gegengesetzt gefunden hatte, herrühren könne. Es müsse eine Materie
da sein, die diese Strahlen zurückwerfe, und der Schweif des Kometen
sei materiell, nicht blos ein optisches Phänomen. Dann lasse sich auch
die Krümmung des Schweifes erklären, die Tycho aus einer nicht zu
begreifenden Refraktion in unserer Atmosphäre ableiten wollte. Vorigen
Winter, fährt Rothji.vxn fort, habe ich einen Beweis für meine Meinung
gefunden. Als mir nämlich von ungefähr das Exemplar der Ephemerideu
des Cypkian, die unser Durchlauclitigster Fürst immer im vergoldeten
Bande bei sich zu führen pflegt, in die Hände fiel, fand ich Folgendes
im Anfange eingeschrieben: Anno löiJH comparuit Cometa. qui Jo. Calend.
S(ipt. ohf<ercatus est ab III. Princip. ac Dom. Guiliei.mo, Landgr. Hassiae,
per torquettmi, horam circiter nonani in :^V- np. lat. .7/" ab ecliptica
remotus, comam versus extremam in cauda ursae majoris protendens,
cum ipse esset in Asterismo Comae Berenices. Inde 12. Calend. pro-
gressus est in 23° 11)' latitudinem aut pariim, aut nihil promovit. Por-
tremo 10. Calend. in 28° Hf progressus, in latitudine 35^°. Et cum
esset admoduin obscurus ab ill. Princ. observari desiit. Longitudinem
Caudae non facile visu assequi potuit. (\)nstat polos cometae fuisse non
•procul ab Alcuraba (dem Polarstern) versus caput Ursae majoris. —
RoTiiMANx schliesst aus diesen Beobachtungen, dass der Schweif des
Kometen weder der Sonne, noch irgend einem Planeten entgegengesetzt
gewesen sei.
Tycho (Epist. astronom., p. 144), der nicht gut ^^'idersl)ruch ver-
tragen konnte, antwortet Rothmaxn überhaupt ziemlich bitter, und um
dessen letzten Einwurf zu widerlegen, führt er aus des Cornkwus
Gemjia Buche (de nnturae divinis rharadensmis lib. II, cap. I) an,
„Gkm.m.v habe auch den Kometen am 2rt. August (13. Calend. Sipt.)
beobachtet, und den Abstand des Kometen vom Ardur 30** 32', von i;
Ursae majoris 28" 33' gemessen." Daraus berechnet Tvciio die I^änge
des Kometen 13" 36' np, die Breite 2()*' 23' nördlich: sehr verschieden
von des Jiandgrafen Angaben. Ein grösster Kreis durch den Ort der
Sonne und den Kometen, wie ihn der Landgraf angegeben hatte, bleibt
loi" von »1 Ursae majoris entfernt; allein nach Gemma's Bestimmungen
23. Ueber den Kometen von 1558. 223
würde ein solcher Kreis diesem Stern auf 3^** nahe kommen. Dass die
Beobachtung- des Gemma der des Landgrafen vorzuziehen sei, leidet
keinen Zweifel. Ein Torquetum sei ein zu komponirtes Instrument, und
das, dessen sich der Landgraf bedient habe, überdem zu klein gewesen,
so dass er wohl auf einige Grade in der Bestimmung habe fehlen können.
da hingegen ein Radius, wie ihn Gemma brauchte, die Distanzen bis
auf 5' genau gebe. — Rothmann scheint durcli Ttcho's herben und hoch-
fahrenden Ton ganz kleinmüthig geworden zu sein: er nimmt in seiner
Antwort fast alle seine vorigen Behauptungen ziu'ück und giebt selbst
(p. 152) die Beobachtungen seines Fürsten Preis: .,111. Princeps noster
facile excusationem meretio; quoniam ttinc temporis vix incipiebat tradare
observationes, nee dum stellarum fixarum loca correxerat, nee ei-at in
observatioinbus exereiiatus, nee vellm observatmiem illam ptiblices."
Tycho kannte also des Gemjvia Beobachtung blos aus dessen Buche,
und die grosse Verschiedenheit derselben Aon der Beobachtung des Land-
gi-afen war seiner Hypothese vortheilhaft. Uebrigens hat Tycho die
Position von Ärcturus und »; Ursae mci/joris bis auf hier unbedeutende
Kleinigkeiten richtig angenommen, auch seine Rechnung richtig geführt.
Allein was auch Tycho von der Unvollkommenheit des landgräflichen
Instruments, und Rothjiaxx von der damaligen geringen Uebung seines
Herrn im Beobachten sagen mag. so ist und bleibt es doch ganz un-
glaublich, dass der Landgraf am 20. August um 71" in der Länge, und
um mehr als i\° in der Breite bei seiner Beobachtung sollte gefehlt
haben, um so mehr, da die folgenden Beobachtungen die erste gewisser-
maassen bestätigen. Welch ein genauer und geschickter Beobachter
Landgraf "Wilhelm nachmals wurde (seine astronomischen gedruckten
Beobachtungen sind von 1561j ist bekannt.
Die Stelle, worin Coenelitts Gemjia dieses Kometen erwähnt,
steht in dem von Tycho angeführten '\^'erke im zweiten Theil, p. 33, 34
und lautet buchstäblich so: ..Fulsit Itaque crinltum sydus eirca occasum
vesperi, multo pallidiiis eo, quod praecesserat. Locum illius vidi primum
in 12 Virginis gradu. anno 1558 Äugusti 17. distabat 20 die vesperi ab
arduro SO gradibus 32 minutis, ab extremitate caudae ursae majoris
28 parübus 33 min. Stahat in occasii tristi admodimi et lugubri vulhi,
naturae videlicet saturninae, caudam porrigens versus orientalem plagam :
neque diu conspedus est, ut motum observare potuerim, supervenicntibus
enim pluviis ante 7 diei^ expiravit.''
Mich dünkt, auch ohne alle Rücksicht auf die landgräflichen Be-
obachtungen wird schon aus dieser Stelle selbst ein in ihr steckender
Druckfehler sehr wahrscheinlich. Man muss nämlich meiner Meinung
nach lesen statt distabat 20 die, distabat eo die. Ohne in Anschlag zu
bringen, dass Gemma sonst billig nach die hätte Äugusti, oder ejusdem
224 Kometen.
metims hinzusetzen müssen, so ist es gar niclit glaublich, dass Gemma
nicht auch für den 20. die Länge des Kometen zufolge seiner gemessenen
Distanzen angegeben hätte, wenn diese wirklich am 2(i. von ihm wären
beobachtet worden. Er versäumt dies, so viel ich gefunden habe, nie,
Aveder in dem angeführten Werke, noch in seinem anderen Buche de pro-
difjiosa specie tiaturaque Coiuetae 1577. Dass er aus diesen, also am
17. August gemessenen Distanzen die Länge des Kometen nur 12" np
fand, die er eigentlich 13^** H]' hätte finden sollen, ist gar nicht zu ver-
wundern, da Gejima gewöhnlich die gemessenen Distanzen nur auf einen
Globus trug, und auf diese Art oft in Bestimmung des Ortes des Kometen
um mehrere Grade fehlte, wovon bei Tyiho (de Cometa 1577) viele
Beispiele vorkommen. Ajjparet itaque. sagt Ttcho p. 290, CoRNELU'i«
Ge.m.ma admodum lato modo e Globo quodmn. et eo etiam non gath,
quoad situm stellai'um absoluto, cometae hujus apparentias so'utatum
f lasse. Ich möchte noch bemerken, dass die Länge des Arcturus in
den AiiPHONsixi'schen Tafeln, nach denen wahrscheinlich die Sterne auf
Gemma's Globus eingetragen waren, um 1*'2' geringer, als die Tycho'-
nische, und dass schon deswegen Gemma die Länge des Kometen auf
dem Globus aus seinen gemessenen Distanzen um 1" geringer finden
musste, als Tycho sie daraus berechnete. — Wie könnte auch Gemma
sagen, er habe die Bewegung des Kometen nicht beobachten können,
wenn er ihn wirklich am 17. und 20. beobachtet hätte?
Nimmt man nun des Landgrafeu Beobachtungen mit in Betrachtung,
so wird diese an sich so wahrscheinliche Konjektur fast zur Gewissheit,
und so hätten wir also vier Beobachtungen dieses Kometen vom 17.,
20., 21. und 23. August.
Da ScHEiuEL (Einleitung zur mathematischen Bücherkemitniss,
15. und 16. Stück, p. 29) zwei Schriften von diesem Kometen anführt:
Erasmi Flock, Schrift vom Kometen dieses Jahres. Niirnb. 1558. 4". und
JoAf'HiMi Helleki descriptio Cometae n. 155H ohservati. Xorimb. -i"., so
vermuthete ich, dass, wenn man diese beiden Schriften auftreiben könnte,
sich vielleicht noch einiges zur Bahnhestimmung Dienliches darin finden
würde, eine Hoft'nung, die nachlier auch La Laxhk in seiner Biblio-
graphie äussert, die sich aber zu meinem Bedauern nicht bestätigt hat.
Auf meine Bitte hatte Herr Baron von Zach nach der gewöhnlichen
Güte, womit dieser grosse Astronom alle litorarisclien Arbeiten zu
unterstützen pflegt, schon vor mehreren Jaliren die Gefälligkeit, wegen
dieser beiden Schriften an Herrn von Mrnu in Nürnberg zu .schreiben.
Sie waren weder dort noch in Altorf anzutreffen. Eben so vergeblit'li
Avar meine Nachfrage auf der ^^'olfenbütte^schen Bibliothek. Aber die
Königl. Bibliutjiek zu Berlin besitzt beide Tniktätchen, und wie ich
1806 im Junius zu Berlin war, hatten die Herren Dr. Biestku und
23. Ueber den Kometen von 1558. 225
Professor Buttmakn die Gewogenheit, beide für micli aufzusuchen.
Hellek's descriptio betrifft den Kometen von 1556, und gehört also
hier nicht her. Allein Flock handelt wirklich von unserem Kometen.
Der Titel ist:
..Von dem jüngsten und achten Kometen, so von dem Jahr 1531
an, bis auf jetzig laufenden 1558 Jahr erschienen sein, im Augustmonat
gesehen. Eeasmus Flock, Dr., Nürnberg 1558. 4."
Die Dedikation an Fkiedekich, Bischof zu Würzburg, ist unter-
zeichnet den 21. August 1558. Der Verfasser muss diese Blätter also
sehr eilig zusammen geschrieben haben.
Nach dem Titelblatt ein Holzschnitt, in einem Kreise die Stern-
bilder des Bootes und des grossen Bären vorstellend. Der Komet ist
zweimal eingezeichnet. Er macht einen flachen ungleichseitigen, am
Kometen sehr stumpfwinkligen Triangel mit Arctur und t? Ursae majoris.
Die beiden Sterne sind mit a und h, der Komet mit c bezeichnet.
Das wenige Astronomische in diesen Blättern beschränkt sich auf
Folgendes:
„Der Komet wurde, da es nach vielen trüben Nächten am 16. August
heiter wurde, doch erst am 17. zu Nürnberg wahrgenommen. Am 18.
Abends 8| Uhr sah ihn Flock in 27" np. — Am 19. stand der Komet
ferner vom Arcturo gegen den Horizont und Septentrion zu, „wie denn
im obgesetzten Figürle der Triangel acb, der nach Art des Triangels
mit Arcturo, dem letzten Stern des Siebengestirns, und dem Kometen
geformt, ausweist, hab' also den Kometen gefunden, dass er fortrückt,
doch nicht viel und kaum zu prüfen, sondern nach der Länge beiläufig
in 26° m', und ist fortgerückt zum Theil nach der Länge, zum Theil
nach der Zwerg" — der Komet war schwächer. Am 20. August: „Er
war nichts verrückt von seiner nächsten Statt, aber je ganz wenig^
dass der Triangel ach nichts grösser war, dem Gesicht nach, dass
mau ihn stationarmm achten möchte." Der Komet war noch kürzer,
dunkeler und schwächer. — Am 21. August Abends dunkele Luft mit
Gewitter.
Flock vergleicht den Kometen am 18. einem „Raisspiess", am 19.
einem gewöhnlichen „Bratspiess", am 20. einem schmalen Rappier. In
den Figuren zielt der Schweif des Kometen nicht auf »; Ursae majoris.
Man sieht, wie äusserst unvollkommen diese Angaben des Dr. Flock
sind, die weder mit denen des Landgrafen, noch des Gejima überein-
kommen, und nach denen sogar der Komet rückläufig gewesen sein
mtisste. Wahrscheinlich betrog den guten Flock hauptsächlich am 18.
sein Augenmaass. Durch eine gewöhnliche optische Täuschung bei der
niederen Lage der beiden Sterne und des Kometen gegen den Horizont
musste der Winkel am Kometen ihm scheinbar viel grösser vorkommen,
Olbers 1 15
226 Kometeu.
als er wirklich war. Inzwischen ist wenigstens Flock's Bericht meiner
obigen Konjektur günstig. Flock zeichnet am 19. schon den Winkel
am Kometen beträchtlich stumiif. Nach des Landgrafen Beobachtung
war er am 20. August 85**, nach Gemma nur 67".
"Wenn wir also diese höchst wahrscheinliche Emendation des Textes
bei Gem.ma annehmen, so würden die vier Beobachtungen des Kometen
so stehen:
Aug. 17. 9^ Länge des Kometen 5^ 13» 36' Breite 26° 23' nördl.
„ 20. 9" „ „ „ 5^ 21° „ 31°
„ 21. 9" „ „ „ 5-' 23° „ 31°
„ 23. 9- „ „ „ 5^ 28° „ 35° 30' „
Dass aus diesen unsicheren Beobachtungen bei einer Zwischenzeit
von nicht mehr als sechs Tagen unmöglich die Bahn auch nur mit
einiger Zuverlässigkeit bestimmt werden könne, ist an sich einleuchtend.
Indessen habe ich die leichte Mühe übernommen, sie zu berechnen, und
finde, dass etwa folgende Elemente für den Kometen anzunehmen sein
möchten:
Zeit der Sonnennähe 1558. Aug. lU. 13''.
Abstand 0,577 3
Länge 10'- 29° 49'
Länge des A 11^ 2° 36'
Neigung der Bahn .... 73° 29'
Die Bewegung rückläufig.
Der rückläufige Komet und die vorwärts sich bewegende Erde
entfernten sich schnell von einander und dies mag die kurze Dauer
seiner Erscheinung erklären. Obig(> Elemente geben, wenn man die
Lichtstärke des Kometen am 17. August = 1,000 setzt, dieselbe für
den 23. nur noch 0,495. Aber schon am 17. war er nach Gk.mjia sehr
blass, trisü admodmn et luguhri vultu. Auch ist es aus diesen Ele-
menten einigermaassen begreiflich, wie der Landgraf sagen konnte, der
Komet habe am 20. August seinen Schweif gegen i] Ursae majoris gerichtet.
Ein gi-össter Kreis durch den Ort der Sonne und den angegebenen Ort
des Kometen, bleibt freilich noch 10|° von y entfernt. Allein da der
Komet erst kürzlich durch sein Perihelium gegangen war, so musste
der Schweif einen beträchtlichen Winkel mit diesem Kreise maclien,
der seine Kichtung mehr gegen ij Ursae majoris brachte. Auch darf
man wolil mit Tycho annehmen, dass der Landgraf nur den nächsten
hellen Stern nannte, der beiläufig in der ohnehin schwer genau zu
erkennenden Richtung des blassen Schweifs lag.
Von dem oben angegebeneu Druckfehler im Cornelius Gemma bin
ich vollkommen überzeugt, dass aber doch die Elemente nur sehr un-
24. Ueber den Kometen von 1618. 227
gewiss sind, folgt aus den kurzen Zwischenzeiten und den ungenauen
Beobachtungen. Indessen sind die Elemente mehrerer anderer, längst
in unsere Verzeichnisse aufgenommener, berechneter Kometen um nichts
gewisser.
In dem dieser Abhandlung- beigefügten Schreiben meldet Herr Dr. Olbeks noch
Folgendes :
Hier noch zwei Beobachtungen des ersten Kometen von 1813 vom
Herrn Bottvard:
1813 nüttl. Par. Zeit .4. R. Dekl. bor. Länge Breite
März 4. 1^ 19' 33" 15« 29' 44" 8« 45' 38" 17« 38' 25" 1 " 58' 59" N.
„ 7. 7" 26' 58" 15« 46' 16" 7« 16' 40" 19°19'24" 0O29'43"„
Die Sonnenfinsterniss vom 17. Julius dieses Jahres Avird hier in
Bremen nicht sichtbar sein. Ich finde nach den Angaben in Ihrem
Jahrbuche: Kleinste scheinbare Entfernung der Sonne und des Mondes
hierselbst 32' 56,4" um 5 Uhr 57' 37" Morg. W. Z. Summe der Halb-
messer 3 und C mit der Vergrösserung 32' 35,0", so dass der nörd-
liche C Rand noch 21,4" vom südlichen O Eand entfernt bleibt.
Jetzt zeigen sich wieder viele Sonnenflecke. Gestern waren sechs
sichtbar. Möchte sich doch irgend ein Liebhaber der Sternkunde, mit
dem hierzu nöthigen kleinen Instrumenten-Vorrath versehen, anhaltend
mit möglichst genauer Beobachtung, nicht blos Beschauung dieser Sonnen-
flecken beschäftigen. Es ist eine Schande für die Astronomie, dass wir
die Lage des Sonnenäquators, und die Rotationszeit der Sonne noch
nicht genauer kennen.
Freund Bessel war nach seinem letzten Briefe sehr vergnügt im
Besitz seiner scliönen Sternwarte, die er gewiss gut benutzen wird.
Ihr trefflicher König, dem Deutschland so viel zu verdanken hat, und
auf den Sie mit Recht stolz sein können, hat auch für die Sternkunde,
wie für alle Wissenschaften sehr viel getlian.
24. Ueber deii Kometeu you 1618.
Lettre de M. Olbeks.
[t. Zach, Correspondance astronomiqne. Vol. IV, Heft 5, S. 475—477. Mai 1820.]
Breme, le 7 janvier 1821.
. . . Vous avez bien raison de dire dans Tun des cahiers de votre
Correspondance astronomique, que souvent il y a autant de merite de
decouvrir les observations d'une ancienne comete, que d'en trouver une
15»
228 Kometen.
yiouvelle. Cela m'engage de vous adresser la priere suivante, bieii sfir
que je ne la ferai pas iniitilement.
M. le professeur Brandes ä Breslau si avantageusement connu daus
le nionde litteraire, par ses importans travaux en pliysique et en matlie-
matique, a eu la bonte de me communiquer, il ,v a quelques annees,
une Serie d'observatious, faites ä Goa et dans les environs, de la comete
del'anieiS, de laquelle on u'a vu que la queue en Europe. Ces obser-
vations sont tirees d'un ouvrage d'un pere Kikwitzer devenu probable-
ment fort rare, et dont La Lande dans sa Bibliographie astrouomique
ne rapporte que le titre en abrege, mais que voici complet:
Observationes cometarum anni MDCXIX in India orientaJi
factae a qiiihusdam societatis Jesu matliematicis, in Sinense regnum
navigantibus ex itinere eo delatis. Ad ejusdem societatis mathc-
maticos aliosque amicos europaeos transmissa per P. Wenzeslauji
Pantaleünem Kibwitzeb, ejusdem navigationis comitem. Aschaffoi-
burgi MDCXX.
Ces observations sont en partie si mauvaises, en partie si defigurees
par des fautes de copiste et d'impression, qu'il m'a ete impossible d'en
tirer une orbite tolerable. Je n'ai par consequent rien publie encore
de mes recherches, toujours dans Fespoir d'obtenir quelques eclaircisse-
ments ulterieurs sur cette comöte. Kiewitzee qui l'avait observee depuis
le 14 jusqu'au 30 novembre, rapporte sous la date du 2(5 novembre ce
qui suit:
Die 26. Coepit mecum observare hunc cometam in insula Goavi,
quae Goanae insulae adjacet, P. Joannes Adamus Soh.vll. Modus ob-
servandi fuit, ut duas Stellas fixas in eadem linea recta cum cometa
inveniremus, quae ab alia linea recta eodera modo cum duabus stellis
et cometa sumpta super ipsae cometae corpore intersecaretur. Is ob-
servandi modus, etsi a nobis circa cometam hunc valde fuerit frequen-
tatus, observationes tamen ad Europeos transmittere, supervacaneura
judico, quod ab illis intelligi nequeant, cum omnes fere crucis, et reli-
quis centauri stellis innitantur, quae ab omnibus, quotquot hactenus de
iis scripserunt, praepostere positae sunt, et intinitis prupemodum erroribus
scatent: nee mirum, auribus illas non oculis observarunt. Dabimus
operam, ut si non correctissimae, correctiores tarnen in Europam brevi
navigent.
Vous avez dit dans votre Corresp. astranom. allemande vol. XXVIII,
]). 432, qu'on conservait dans la bibliotheque du Vatican k Rome 14 vol.
des manuscrits du P. Schall. Ne pourriez-vous pas engager i|nelque
astronome ou quelque amateur d'astronomie ä Rome, d'examiuer ces
papiers? Peut-etre contiennent-ils des choses fort importantes pnur
l'astronomie; peut-etre y trouverait-on les observations plus correctes
2ö. Ueber eineu im Jahre 1625 erschienenen Kometen. 229
de la comete en question. Si Ton j trouvait les allignemens que le
P. Schall a observes, on pourrait bien ä present reconnaitre les etoiles
du centaure et de la croix, aux quelles il a rapporte la comete. On
gagnerait dejä beaucoup, si Ton pouvait seulement avoir nne copie plus
conecte des observations rapportees pai- KIE^vITZEE et faites de concert
avec le P. Sch^vll, et qui sont evideniment denaturees: Schall iutro-
duisit d'abord une meilleure methode d'observations. Avant lui Kirwitzeb
n'observait que la hauteur d'une etoile, Celle de la comete, et l'azimut
de cette derniere. li ne dit pas comment il a fait pour orienter son
niauvais astrolabe, pour avoir l'azimut; mais ses observations prouvent
bien, que cette orientation etait tres-imparfaite, et tres-defectueuse, car
d'apres elles, la comete sautille, d"un jour ä l'autre 5a et lä dans le
ciel, tantot en avaut, tantöt en arriere, de sorte qu'ä peine peut-on
reconnaitre quelle a ete lavraie direction de son mouvement. Mais le
P. ScH,iLL fit ensuite usage de la metliode d'observer la hauteur de
l'epi de la vierge et de la comete, et en meme tems la difterence de
leui's azimuts, d'oü au moins on peut tirer des positions nn peu plus
süres. La comete fut visible jusqu"ä la fin du mois de decembre, et
disparüt pres du mät de la constellation du uavire. . . .
25. Ueber einen im Jalu'e 1625 erscMeueueu Kometen.
[Sthumacher's Astronomische Nachrichten, Bd. H, No. SI. S. 101—104. April 1823.]
Ich verdanke die Kenntniss dieses Kometen der Histoire de VAstr.
moderne von De L-^ibke. In einem Auszuge, den De Laviere aus Keplee's
Ephemeriden giebt, kommt unter anderen, Tom. I. p. 611, Folgendes vor:
„Ces Ephemerides ayant ete piibliees apres coup, c'est ä dire 1630 (der
ganze zweite Theil nämlich, der die Ephemeriden von 1621 — 1628 ent-
hält) Kepler a pu y joindre les observations des plüinomenes, qu'elles
etaieid destinees ä annoncer. II y Joint encore les observations meteoro-
logiques: enfin, en 1525 il parle de la Comete observee en Janvier."
Dass 152.5 ein Druckfehler statt 1625 sei, war zu vermuthen. Aber
bisher wusste man von keiner im Jahr 1625 oder auch 1525 Statt ge-
fundenen Kometenerscheinung, und es schien fast unglaublich, dass
ein von Kepler angeführter Komet so ganz unbekannt geblieben sein
sollte. Mir war deswegen, ich gestehe es, irgend eine Irrung bei
De Lamebe wahrscheinlich, und um so wahrscheinlicher, da Scheibel
und Kästner in ihren Auszügen aus denselben Ephemeriden dieses
230 Kometeu.
Kometen nicht erwähnen. Icli bat also Herrn Professor Habding, die
Stelle selbst auf der Göttingischen Bibliothek in Keplee's Ephemeriden
nachzusehen. Mit seiner gewöhnlichen Gefälligkeit hatte der Herr
Professor die Güte, mir sogleich eine Abschrift davon zu schicken, die
ich hier folgen lasse.
Am Ende der Ephemeride für 1625 steht nämlich: Meiise Januario
Cometa in Äustria passim animadversus versus meridiem. Ex doctis solum
novi ScHiCKARDUM Professovem Tübingensem,, qui observaverit die 26. Jan.
Yespe^-i, versus occasum, crhie longo ab occasu in ortum paulo sursum
prorecto. Videtur celeri retrogrado motu Soll obviasse in Capricotiii
Signum eodüale inter caetera Circulo Saxonico et Äustriae Supranisanae.
Diebus 11. 12. Februaril Scbuckäedus candam cometiram vidlt. pridie
brevem, inter flexus Eridani versiis leporem, velut ab 8 Tauri in 5 Gemin.
lat. drca 33'^ Äustr., sed in fine caudae circa 43: postridie longam
australioremque proxime supra ffjixiim Eridani a flexu siib ventre Ceti,
."tib totum leporem, ah initio Tauri in 26 Gemin. versus tergmn Sirü.
lat. illic 32^, hie 49^; longitudo ad minimum 45" in circulo magno. Capiti.-<
lociim nubila horizontalia texere. Ergo fuit retrogradus, Soli obvians,
qma sequcniihus diebu.'' non amplius i'fVH.y."
Also ist wirklich ein Komet von beträchtlicher Grösse im Januar
und Februar 1625 sichtbar gewesen, von dem alle unsere Kometographen
bisher nichts wussten. Obgleich sich aus dieser Nachricht Kkpleu's
nur sehr wenig über die wahre Bahn des Kometen erratheu lässt, so
kann sie doch sehr wichtig werden, wenn der Komet unseren Nach-
kommen einst unter günstigen Umständen wieder erscheinen wird. So
viel lässt sich schliessen, dass der Komet seiner waliren Bewegung narli
reciitläulig war, und zwischen Erde und Sonne durchlief. Sein l'erihel
hatte er am 11. Februar noch nicht erreiclit, war ilim aber nahe. Er
kam vom niedersteigenden Knoten, und seine heliocentrische südliehe
Breite nahm noch bis zum 12. Februar zu. Die Neigung war beträcht-
lich. Ich muss indessen bemerken, dass die nacli Länge und Breite
angegebenen Lagen des Scliweifes am 1 1 . und 1 2. Februar, so wie sie
angegeben sind, nicht wohl Statt finden konnten, und liierin Fehler des
Beobachters oder des Beferenten zu vermuthen sind.
Höchst sonderbar ist es, dass alle unsere .so fieissigen Sammler der
Kometenenscheinungen, ein Ricciom's, Li-hinietzki, Hkvei,, Stkuyck,
PiNdUK von diesem Kometen nichts wissen. Struyck und PiNcatE sind
in so fern zu entschuldigen, als sie nicht wohl glauben konnten, ihre
Vorgänger würden einen Kometen in Ivepler's Eplienieriden übersehen
liaben. und also in diesen nichts surliten. Aber dass die drei erstge-
nannten und S(j viele andere Schriftsteller des 17. Jalirlnuulerts. die
gelegentlich in ihren Schriften über einen einzelnen Kometen die vorlier-
26. lieber eiueu im Jahre 1639 erschienenen Kometen. 231
gegangeneu Kometenerscheinungen aufzälilen, des Kometen von 1625
gar nicht erwähnen, beweist wohl, dass der zweite Theil von Keplee's
Ephemeriden, als ein alter Kalender, von seinen Zeitgenossen und ihren
nächsten Nachkommen fast gar nicht gelesen, nicht einmal durchblättert
v-nirde.
Es käme nun darauf an, ob sich irgendwo noch etwas über diesen
Kometen auffinden Hesse, unter Schickakd's Beobachtungen, die Ltjcrrs
Bakettcs (Albertus Curtkis) seiner Histoiia coelestis beigefügt hat,
kommt nichts davon vor. Auch habe ich in mehreren historischen
Schriftstellern aus dem 30jährigen Kriege, die bei den damaligen so
bedrängten und noch so abergläubischen Zeiten jede angeblich vor-
gefallene A^"undererscheinung am Himmel und auf der Erde so sorg-
fältig anzuführen pflegen, vergeblich gesucht. Sollte noch ein Astronom
oder anderer Gelehrter über diesen Kometen etwas wissen, oder finden,
so würde ich sehr bitten, es in diesen Astronomischen Nachrichten be-
kannt zu machen.
26. Teber eiiieu im Jahre 1639 erscliieiieiieii Kometen.
[Schumachers Astronomische Nachrichten, Bd. VUI, No. 171, S. 57 — 60. Januar 1830.]
In einem Briefe, womit mich der Herr Professor der Mathematik
und Bibliothekar Hubee in Beitel beehrt und erfreut hat, ist unter
vielen anderen sehr gütigen Mittheilungen, für die ich hier auch öffent-
lich dem Herrn Professor meinen Dank abzustatten für Schuldigkeit
halte, die Nachricht von dieser bisher den Astronomen ganz unbekannt
gebliebenen Kometenerscheiuung enthalten, die Herr Hubek in einem
seltenen astrologischen Buche aufgefunden hat. Diese Entdeckung muss
nicht wieder verloren gehen, und ich theile sie hier ganz mit den
eigenen Worten des Briefstellers mit.
„Da Sie sich für Kometen -Astronomie besonders interessiren,"
schreibt Herr Professor Hubee, „so füge ich noch ein Excerpt aus
einem astrologischen Buche bei, betreffend einen flüchtigen Kometen,
der 1689 nur zwei Tage in Genua bemerkt worden ist, und von welchem
ich keine Spur in den Kometographen fand. Der Beobachter, Placidus
DE Trns, scheint in der Astronomie nicht fremd gewesen zu sein. Ich
habe von demselben noch Tabulas primi mobilis. Patau. 1657. 4., die
freilich nur zum Dienste der Astrologie bestimmt sind; er nennt sich
auf dem Titel: Placldus de Titis Periisinus OUvetanus, a mathc-
maticis Seroi. Leopoldi Golielot. Archid. Austr. In seiner Biblio-
232 Kometen.
graphie führt La Lande beide Werke au. A\'enu mau bei gleichzeitig
beobachtenden Astronomen keine Bestätigung dieser Beobachtung findet,
so trifft man docli auch nichts an, das Zweifel erregen könnte. Gassendi
hat in den \ier letzten Monaten 1639 eine einzige Beobachtung. Horköx
hat Oktober 24. und November 4., 6., 7. St. v. vor Sonnenaufgang Be-
obachtungen. Hätte er doch Oktober 16., 17., 18. auch beobachten
können !
Auszug aus dem Werke ganz astrologischen Inhalts:
Physicomathematica, sive coelestis philosophia naturalihus hidusque
deaideratis princqnis ostensa, midore D. Placido de Titis, Perusino
Olivetanae congregationis monaclio. Mediolani 1650. 4.
Nach sechs Seiten Äpjjrohationes, Vorrede etc. folgt ein anderer Titel:
Quaestionum physicomathematicarinn lihri tres .... auctore Didaco
Pritto, Pelusiensi (Ein Anagramm des vorigen Namens.).
Da nach sechs Seiten Vorrede das Werk auf 323 Seiten folgt.
Pag. 283 u. folg.
Älterum phaeuomennm vidi ego, dum essem Januar 1639 die 27. Öd.
in pedore canis majoris, non longe praecedens fulgentem Syrii: erat magni-
tiidinis quartae partis lunae circiter, spliaericae figiirae, cum parmda
cauda ad solis diametrum in cuspidem conversa: exigua et suhohscura
ftdgehat luce: vidi coelo undiquaque sereno ante solis ortuni quatuor
horis fere, cum ad matutinas laudes vocarer: unde post horam rediens,
inveni motum esse cum omnibus astris versus occasmn, sed in primo mobile
descendisse plus quam dimidio unius gradus a Borea ad Austrum.
Nimciavi hoc quod videram ipsa die Ulustrissimo D. Fbancisco Mariae
SpiNuiiAE fil. quon. Jo. Bapt. patritio Januensi, viro humanitate, pruden-
tia, lite>is, et scientiis etiam mathematicis ornatissimo, qtiique per aevum
snpersit digno: suhsequenti nocte Pliaenomenum visum est siih primo
mobile descendisse ad australem plagam plus quam lö gradib. manens
iiifra imaginem navis, sub qua ab Ortu in Ocrasiim totum histravit
hemisphaerium , prout observatum etiam fuit ab eodem D. Francisco
Maria, nee amplius aj)pa7~uit."
So weit Herr Professor Huber. So mangelhaft des Pi.acidus dk Titis
Bericht über diesen nur zwei Tage lang gesehenen Kometen auch ist,
und so viel er zu wünschen übrig lässt, so kann er doch sehr nützlich
Averden, wenn derselbe Komet einst wieder erscheint, und dann die
Umlaufszeit in der genau berechneten Bahn zu bestimmen oder zu
berichtigen ist. An der Wahrheit und Zuverlässigkeit dieser Kometeii-
erscheinung kann man wohl nicht zweifeln. Alles in dem Bericht
hängt ordentlich zusammen, und Trns' Berufung auf einen vorn<i]imen
27. Ueber den ersten Kometen von 1743. 233
Genuesischen Edeln, der damals noch lebte, verbürgt noch mehr die
Glaubwürdigkeit. Aus den angegebenen Umständen lässt sich schliessen,
dass der Komet den 27. und 28. Oktober der Erde ziemlich nahe, und
auch seiner wahren Bewegung nach rechtläufig war. Er ging zu seinem
Pei'ihel, das innerhalb der Erdbahn, und vielleicht tief innerhalb der
Erdbahn lag, war an sich nur klein; und obgleich seine geocentrische
südliche Breite 40" bis 50" betrug, so wird die heliocentrische Breite
doch wohl nicht über 4" bis 5*^ gewesen, und auch die Neigung seiner
Bahn wahrsclieinlich nur massig sein. Dies ist Alles, was sich mit
einiger Sicherheit aus dem Bericht folgern lässt. Uebrigens hilft dieser
Komet von 1639, mit dem von 1625, den ich aus Kepler's Ephemeriden
auch in diesen ÄstronouL NachrirJiten angezeigt habe, ^) die grosse Lücke
einigerraaassen ausfüllen, die bisher in allen unseren Kometen-Registern
zwischen den Jahren 1618 und 1647 Statt fand.
27. lieber den ersten Kometen Ton 1743.
[Schnmacher's .\sti onomische Nachrieliten, Bd. II, No. .14, S. 377—382. November 1823.]
In dem Verzeichniss aller bisher berechneten Kometenbahnen, das
Herr Professor Schumacher im ersten Heft der Astronomischen Ab-
handlungen herausgegeben hat, wird die Länge des Sh in der von
LaCaille berechneten Bahn des ersten Kometen von 1743 = 2" 8° 21' 15"
angegeben. Bei La Caille selbst steht 2" 18° 21' 15": aber da Stbtjyck
durch seine Berechnung 2" 8** 10' 48" für diesen Knoten fand, so ver-
muthete er bei La Caille einen Druckfehler, den er auf diese Art ver-
bessern zu müssen glaubte: und hierin sind ihm fast alle neueren Astro-
nomen, z. B. La Lande, von Zach, De LAJvrBKE und auch wir gefolgt.
Stkuyck bedachte nicht, dass bei einer Kometenbahn, die nur 2|-'*
gegen die Ekliptik geneigt ist, sehr kleine Aenderungen in den übrigen
Elementen mit sehr grossen Aenderungen in der Länge des ß verbunden
sein können, wenn sich diese denselben Beobachtungen einigermaassen
anschliessen sollen. Eine Vergleichnng mit den Beobachtungen hat mir
gezeigt, dass man die ursprüngliche Leseart 2^ 18** wieder herstellen
müsse. Indessen, auch nach dieser Verbesserung stellen STErrcK's
Elemente die ZANOTTi'schen Beobachtungen ungleich besser dar, als die
Elemente von La Caille, die er selbst nur als wenig genaue giebt.
') Vero-l. Kometen, Xo. 2.5, S. 229. Sch.
234 Kometen.
Von den beiden Pariser IJeobaclituugeu weichen aber auch Steiyck's
Elemente etwa 20' in der Breite, und sehr beträchtlich von Geischow's
erster Beobachtung vom 10. Februar ab, die icli für die beste von allen,
die Grischow gemacht hat, zu halten geneigt bin. Professor Geischow
fand am 10. Februar um 6'' 45' Abends zu Berlin den Abstand des
Kometen von y. Draconis = 24' in der Richtung nach dem Polarstern zu.
Ich habe daraus, wie ich glaube, bis auf 2' oder 3' zuverlässig, für den
10. Februar 0'' 15' 22" mittlerer Pariser Zeit die Länge des Kometen
=- 4' 11" 54' 29", die Breite = 61» 57' 24" nördlich berechnet.
Geischow's Beobachtungen, wenn man sie so nennen kann, finden
sich nebst einer schlechten Himmelskarte als Anhang zu einem höchst
elenden Buche: ..Christ. Gottl. Semlee's vollständige Beschreibung des
Sterns der Weisen. Halle 1743. S"." Er sah den Kometen vom 10.
bis zum 21. Februar. Zanotti's sieben Beobachtungen zwischen dem
12. und 28. Februar, die er selbst als wenig genau giebt, sind blos von
La Callle in den Mem. de l'Acad. de Paris 1743, p. 161. bekannt
gemacht. In demselben Bande der Parisei- Memoiren, p. 194, kommt
auch Maräldi's Beobachtung vom 13. und Cassini's vom 18. Februar
vor, die einzigen, die man in Paris machen konnte. (Cassini's Beobach-
tung wird dadurch etwas zweifelhaft, dass der Rectascensions-Uuter-
schied des Kometen von dem verglichenen Stern = 48" in Zeit angegeben,
die Beobachtung dann aber so reducirt wird, als ob dieser Unterschied
= 09" in Zeit .sei.) Pater Fuantz in Wien, Philos. Transact., Xo.47U,
p. 437, 458. Äbridge hy J. Martyn, Tom. VIII, p. 215, giebt ausser
völlig unbrauchbaren Allignements nur eine förmliche Beobachtung vom
21. Februar.
Dies ist Alles, was bisher von Beobachtungen dieses Kometen be-
kannt war. Vor mehreren .Fahren erhielt ich aus der Auktion der
nachgelassenen Büchersammlung des seligen Professor Titii's in Witten-
berg zwei Packete mehrentheils höchst unbedeutender Papiere. Darunter
fand sich ein handschriftlicher Aufsatz von acht Quartseiten mit der
Aufsclirift: „Von dem Kometen 1743, wie er von Margaeetha Kiechin
observirt worden." Er ist oifenbar von einer Fi'auenzimmerhand, und
also höchst wahrscheinlich von der Beobachterin selbst, sehr leserlicli
geschrieben, und zugleich auf einem halben Foliobogen blauen Papiers
eine Himmelskarte beigefügt, Figuren und Sterne schwarz gezeichnet,
der Komet aber für jeden Abend mit rötlilich weisser Farbe eingetragen.
Die Verfasserin beobachtete mehrentheils mit dem Professor Geisso
(so schreibt sie den Namen), der sie auch zuerst von der Sichtbarkeit
des Kometen unterrichtete. Der Aufsatz enthält deswegen nur wenig
mehr, als was uns schon aus Geischow's Relation bekannt ist. Dies
wenige kann ich hier kurz angeben.
27. Ueber den ersten Kometen von 1743. 235
„ Am 1 1 . Februar Abends war der Durchmesser des Kometen gewiss
grösser als 20 pari. micr. oder 18'. Er sah wie ein weissgraues "Wölk-
chen aus, und nur bei genauer Betrachtung wurde man ein kleines
helles Pünktlein in der Mitte gewahr. Zu klein, als dass man es hätte
messen können. Sie maass drei Mal den Abstand von d Ursae majoris
um 7''4.5': 2» 15' 21", um S»» 3': 2° 9' 56" und um 8" 30': 1« 59' 7".
Am 12. Februar stand der Komet über x Ursae majoris um
Qi-SO': 1057' 19" von diesem Stern.
Am 13. Februar unter dem Stern x, und von diesem um 6'' 45': 300^9. m.,
das macht 4'' 48' 43", entfernt. (Es mnss entweder heissen 320 j9. m. oder
der Abstand war nur 4'' 30' 23".) Zu derselben Zeit wurde auch der
Abstand des Kometen von einem anderen Stern gemessen, der nicht in
Bayer benannt ist, und beinahe 3'' gefunden.
Am 14. Februar um 9'' 0' der Komet in gerader Linie zwischen
% und t nach Doi'pelmayek (letzterer Stern ist 61 Ursae majoris) und
von t: 3" 0' 27" entfernt.
Am 15. Februar um S Uhr Abends war der Komet schon an dem
Stern t vorbeigegangen, und bedeckte denselben noch mit seinem Dunst-
kreise. (Nach Gkischow bedeckte der Komet diesen Stern um 7 Uhr.
Durch einen Druckfehler setzt Steuyck diese Bedeckung auf den
16. Februar, welchen Druckfehler Pingee wiederholt.)
Am 16. Februar bei dem Stern n (nach Doppelmayee) in der Hacke
des grossen Bären,') und war um 8'' 30': 1°3'9" von ihm entfernt. Um
12'' 30' war dieser Abstand 1° 28' 25", und der Komet in gerader Linie
') Dieser Stern, den Hevel sub pede dextro posteriori nennt, und den Bode als
No. 292 Ursae majoris A. B. (1801) = 172» 20' 46" Dekl. = 32» 20' 18" anführt, kommt
weder bei Flamsteed, noch Piazzi noch in der Sistoire Celeste vor, steht auch weder
auf Hakiung's Karten, uoeb konnte ihn Professor Harding, wie er mir schreibt, je
am Himmel finden. Dass jetzt ausser 62 Ursae majoris (den Hevel nicht hat) kein
Stern sechster Grosse in dieser Gegend vorhanden sei, davon habe ich mich selbst
überzeugt. Nach dem 2. Bande der Machina codestis hat Hevel folgende Distanzen
seines Sternes gemessen:
27» 49' 30"\ 1670
"" 27» 49' 30"/ 20. Mai
Vimlemiatrix
dnb. 27» 54' 20"! 1670
27« .54' 20"/ 12. April ""
Von
f Bootis dub. 40» 20' 0") 1670
40» 20' 10") 21. Mai
Die am 12. April gemessenen Distanzen gehören offenbar für 62 FL, dessen Ab-
stand von Vindemiatrix auch noch jetzt 27» 54', von s Bootis 39 »54' ist. Ob Hevel's
Messungen am 20. und 21. Mai blos fehlerhaft sind, oder ob sich damals wirklich
südwestlich von 62 Fl. ein hellei'er, nachher wieder verschwundener Stern zeigte,
lasse ich dahin gestellt sein. Aber bei Grischow's und Dem. KiufiiiN's Beobach-
tungen wird man 62 Fl. statt u Doppelmayer nehmen müssen.
236 Kometen.
mit diesem Stern und einem anderen Stern, der auf dem Schwanz des
grossen Löwen steht (w Leonis nach Doppelmatek XI'' III Piazzi).
Am 17. Februar sah die Verfasserin den Kometen nicht, und den
18. Februar giebt sie keine Distanzen an.
Am 19. Februar gegen 10 Uhr war der Komet 216 ^x m. = 3" 14' 54"
A'on dem Stern o Doppklmatek, und war in fad gerader Linie mit
diesem Stern und einem anderen, der auch auf dem Schwanz des grossen
Löwen steht (92 Leanls), auch meist in der Mitte zwischen diesen beiden
Sternen." — Das fast ist hinein korrigirt. also mit Bedacht hinzugesetzt.
Grischow sagt, der Komet sei accurat in dieser Linie gewesen.
Am 20. Februar war es trübe; am 21. sah sie den Kometen zuletzt,
führt aber nichts an, was die Verwirrung, die in Gkischow's Bericht
von diesem Tage herrscht, aufklären könnte.
Icli habe einen Versuch gemacht, an die erste Beobachtung y<m
GitiscHow vom 10. Februar, an die MARALin'sche vom 13. Februar, au
die von Pater Fraxtz vom 21. Februar und an die ZAxoTTi'sche vom
26. Februar, eine Parabel anzuschliessen. Aber es ist nicht möglich.
alle vier Beobachtungen in einer Parabel hinreichend genau darzustellen.
Folgende parabolische Elemente stimmen mit den beiden äusseren
Oertern, und den Längen am 13. und 21. Februar gut, geben aber die
Breite am 13. Februar 14' und am 21. Februar in' zu gross.
Zeit der Sonnennähe 1743 Jan. 10. 20'' 29' 37" Paris.
Lüg', des Log. tägl.
Länge (1. Perib. ß Neigung kl. Abst. Beweg.
3s 2« 57' 51" 2^ 7" 31' 57" 2° 16' 16" 9,923 338 0,075121
Ich muss bemerken, dass ich der Bequemlichkeit wegen Ort und
Abstand der Sonne nur aus Mayer's Tafeln berechnet hatte. Ein kleiner
Unterschied in der Länge oder dem Abstände der Sonne bringt bei dem
sich heliocentrisch während seiner ganzen Sichtbarkeit sehr nahe in der
Konjunktion mit der Erde befindlichen Kometen sehr grosse Unter-
.schiede in den geocentrischen Längen und Breiten, aber nur sehr kleine
in den parabolischen Elementen hervor. Einen anderen Kegelschnitt
zu versuchen, schien mir vor der Hand nicht der Mühe werth, da bei
den mangelhaften Beobachtungen doch auf kein sicheres Resultat zu
hoifen war. Aber es kann ein Fall eintreten, wo man die Bahn dieses
Kometen mit allem Fleiss zu suchen haben wird. Dieser Komet kann
nämlich, eben wie der von 1770 dem Jupiter so nahe kommen, dass
seine Bahn von diesem mächtigen Planeten gänzlich verändert werden
kann. Viel zu gewagt wäre es freilich, deswegen eine Identität des
Kometen von 1770 mit dem von 1743 vermuthen zu wollen, vielmehr
ist diese Identität beider Kometen höchst unwahrscheinlich: aber zu
28. Untersuchung der Bahn des dritten Kometen von 1759. 237
wünsclien ist es immer, dass die Bahn, die der Komet von 1770 vor
der Pertiirbation, die sie 1767 durch den Jupiter erlitt, beschrieben
hat, möglichst genau aufgesucht werde. Dies erfordert neue schärfere
Rechnungen, da es dem hochverdienten Bveckhakdt genügte, und aller-
dings genügen konnte, nur die Möglichkeit und Wahrscheinlichkeit einer
grossen Aenderung dieser Bahn im Jahr 1767 zu zeigen.
28. riitersucliimg der Baliii des dritten Kometen Yon 1759.
Unterm 19. Juni 1826 eingeschickt.
[Astronomisches Jahrtuch für 1829, S. 135—137.]
Sind bei Ihnen gar keine Beobachtungen des letzten BiELA'schen
Kometen von 6f Jahren Umlaufszeit vom Ende April oder Anfang Mai
eingegangen? Ihre baldige Mittheilung würde mir sehr erwünscht sein.
Ich wurde neulich veranlasst, die Beobachtungen des dritten Kometen
von 1759 (No. 64 nach der in Schumachee's Astronomischen Abhand-
lungen befindlichen Tafel) näher anzusehen. Dieser Komet wurde am
8. Januar 1760, wie sich der Himmel nach langem trüben Wetter end-
lich aufgeklärt hatte, sogleich von allen Pariser Astronomen beim Orion
in beträchtlicher Grösse gesehen, und hatte damals, weil er an sich
rückläufig, der Opposition nahe, und von der Erde nur etwa yV des
mittleren Abstandes der Erde von der Sonne entfernt war, eine ungemein
geschwinde scheinbare Bewegung. Nach den Elementen von La Caille
betrug diese zwischen dem 7. Januar um 9 Uhr bis zum 8. Januar um
y Uhr 40" eines grössten Kreises. Bei Gelegenheit dieser grossen schein-
baren Geschwindigkeit giebt La Caille eine kleine Abhandlung: „Remar-
ques sur la vitesse apparente des Cometes." Er berechnet darin die
scheinbare Geschwindigkeit eines sich in der Ebene der Erdbahn rück-
läufig bewegenden Kometen, der im Perihel und zugleich in Opposition
mit der Sonne von der Erde nicht weiter entfernt ist, als der mittlere
Abstand des Mondes beträgt. Die Erde nimmt er zugleich in der
Sonnennähe, die mittlere Parallaxe der Sonne 10,5", des Mondes 57' 30"
an und findet, dass ein solcher Komet in einer Stunde 141° 40', in
zwei Stunden 160° 14' 54" am Himmel zurücklegen werde. Zur Zeit
der Opposition selbst würde er in einer Minute 5" 28' 40", in einer
Sekunde 5' 29" fortzurücken scheinen.
Ueber diese ungeheure Geschwindigkeit, die ihm seine Rechnung
gab, scheint La Caille doch selbst etwas stutzig geworden zu sein.
238 Kometen.
..Cette vitesse," sagt er, ..seroit IncroyaUe, »i eile n'etoit dediüte
d^elemens hien comtates, et si ce n'etoit une consequence necessaire de la
prodigieuse didance de la terre au soleil, comparee avec celle de la lune
ä la terre."
Viele Physiker und Astronomen, namentlich auch Pixgee, La Lande
und De Laühke haben, wenn von der scheinbaren Geschwindigkeit der
Kometen die Rede gewesen ist, ohne alles Bedenken diese Angaben von
La Caii-lk angenommen und nacherzählt. Und doch bedarf es nur
eines Blickes auf die von La Culle geführte Rechnung, um sogleich
den sehr grossen Rechnungsfehler zu bemerken, den dieser berühmte
Astronom diesmal begangen hat.
Er setzt nämlich den Abstand des Kometen von der Erde = dem
mittleren Abstände des ]\rondes, in Theilen des Halbmessers der Erdbahn
Mittlere Parallaxe der 10,5" 1
"" "MittTer^arallaxT^es^C ~ bfW ~" 329 ~ '
1 ^" 1
Aber Tr-r^sT^r* ist zwar nahe „-^ , allein nicht 0,000 304 35, sondern mehr,
57 oü oZy
nämlich 0,003 043 5. Da also La Caille diesen Abstand zehn Mal so
klein annahm, als er ist, so musste er alle Tangenten der scheinbaren
Bewegung zehn Mal so gross finden, als sie wirklich sind.
Verbessert man diesen Fehler, so findet sich, dass der Komet unter
den Voraussetzungen von La Caille in einer Stunde 32" 4' 4(3", in
zwei Stunden 59" 47' 49" u. s. w. fortzurücken scheinen werde. Die
Hälfte dieser Zeiten nämlich hat La Caille vor, die Hälfte nach der
Opposition genommen. Im Moment der Opposition wird er in einer
Minute nicht 5** 28' 40", sondern nur 32' 57", in einer Sekunde nicht
5' 29", sondern nur 32,95" zurücklegen.
Behält man die übrigen Annahmen und Angaben von La Caille
bei, setzt aber, wie wir sie jetzt besser kennen, die Parallaxe der
Sonne 8,6" statt 10,5", so wird die scheinbare Bewegung des Kometea
in einer Stunde 380 41' 26", in zwei Stunden 70" 9' 1", in drei Stunden
92" 58' 16", und im Augenblick der Ojjposition in einer Minute 40' 14",
in einer Sekunde 40,23". Es scheint mir nicht der Jlühe werth, die
kleinen Verbesserungen anzubringen, die einige von Tja (!aille ange-
nommene Werthe erfordern möcliten, oder die Aenderungen zu berechnen,
die die Rotation der Erde und die Parallaxe in diesen Grössen hervor-
bringen werden.
Wenn die scheinbare Bewegung des Kometen, wie hier, geschwinder
ist, als die von der Rotation der Erde hcrrüiirende sogenannte erste
Bewegung, so können allerdings allerlei sonderbare P]rscheinungen beim
Aufgange, Untergange, der Kulmination u. s. w. des Kometen Statt finden,
29. Ueber den ersten Kometen von 1780. 239
besonders wenn man den Kometen anstatt in Opposition, in Konjunktion
mit der Sonne setzt. La Caille führt einige derselben an: ich halte
mich aber um so weniger dabei auf, da Jeder sie sich leicht denken
und entwickeln kann.
29. Ueber den ersten Kometen von 1780.
Unterm 12. Juni 1801 eingesandt.
[Astrouomiscbes Jahrbuch für 1804, S. 173 — 181.]
Man weiss es Botanikern und Zoologen Dank, wenn sie das Dasein
einer noch zweifelhaften Pflanzen- oder Insekten-Gattung mühsam fest-
setzen. Sollte es den Astronomen nicht wichtiger sein, mit Gewissheit
auszumachen, ob wir noch einen AA^eltkörper mehr unseres Sonnen-
systems kennen? Dies ist der Gegenstand gegenwärtiger Abhandlung,
die also wohl keiner weiteren Apologie bedarf, wenn sie auch etwas
weitläufiger ausfallen sollte. Man hat sogar gezweifelt, ob dieser erste
Komet von 1780 wirklich gesehen worden ist, und mit Recht kann man
noch immer zweifeln, ob seine Bahn aus den angeblichen Beobachtungen
in so weit bestimmt werden kann, dass man ihn zu den berechneten,
künftig wieder erkennbaren Kometen zählen darf
So viel man nämlich wusste, hatte blos Herr Moxtaigxe zu Limoges
diesen Kometen gesehen. Alles, was darüber bekannt war, hat uns Herr
Messieb mitgetheilt. ')
Herr MoxTAirjNE schrieb zuerst den 14. (man lese den 24.) Oktober
an Herrn Messiek über seine Entdeckung, woraus Folgendes das wesent-
liche ist. „Den 18. Oktober 1780 um 7 Uhr Abends wurde ein Komet
nahe westlich von r im Serpentarius entdeckt. Da nachher die Abende
regnig und neblich waren, hat man ihn nicht genau verfolgen können:
indessen klärte es sich am 20. Oktober um 7 Uhr Abends eine kurze
Zeit auf, und dies hat man benutzt. Damals war der Komet unter den
Stern v dieses Gestirns gerückt (es giebt zwei Sterne mit dieser Be-
zeichnung im Serpentarius: dieses ist der mehr östliche). Durch Ver-
gleichung mit diesem Stern fand man seine gerade Aufsteigung 266" 40'
und seine südliche Deklination 10^ 35'. Es scheint, dass er in zwei
Tagen 2" 30' von Norden nach Süden zurückgelegt hat, und dass seine
Bewegung fast ganz in der Deklination geschieht. Die scheinbare Rich-
') Memoires de VÄcad. Roy. des Sciences. 1780, p. 315 sq. Astronom. Jahrbach
für 17H4, S. 14.3.
240 Kometeu.
tiuig seines Laufs ist fast senkrecht auf den Aequator, und selbst auf die
Ekliptik, da er nur wenig A^on dem Kolur der Sonnenwenden entfernt
ist. Wenn er seine Geschwindigkeit und Eichtung nicht ändert, so wird
er die Ekliptik gegen das Ende des Monats zwischen den westlichen
Sternen des Schützen schneiden."
„Sein Kern ist schlecht begrenzt: er gleicht einem kleinen Nebel-
stern, der gegen Osten ein wenig länglicher ist. Man kann ihn nicht
mit blossen Augen sehen: allein es bedarf keiner grossen Fernröhre,
um ihn zu erkennen. Er wurde durch ein Sehrohr von Rajmsden, von
18 Zoll Brennweite entdeckt."
Ein zweiter Brief vom 22. December 1780 enthält Folgendes: „Wenn
die Witterung am p]nde des Oktobers und im Anfange des Novembers
günstig gewesen wäre, so würde ich den Kometen genau verfolgt, und
hinreichend von einander entfernte Beobachtungen haben, um daraus
die Elemente seiner Bahn ableiten zu können. Aber das Wetter war
beständig so neblig, während seine Bahn über unserem Horizont sicht-
bar war, dass ich ihn seit dem 26. Oktober nicht wieder gesehen habe.
Am 22. Oktober habe ich ihn gesehen, aber auf so kurze Augenblicke,
dass ich nicht Zeit hatte, ihn mit einem Stern zu vergleichen: ich
sage Ihnen also auch nichts weiter darüber. Glücklicher war ich am
26. Oktober während einer Aufklärung von einigen Minuten. Um 7 Uhr
fand ich ihn zwischen ^ im Oph'mclms und /( im Schützen, etwas näher
bei I als bei //, in 205*' 10' gerader Aufsteigung und 17" 30' südlicher
Abweichung. Dies ist Alles, was ich habe thun können, ehe er in der
Dämmerung unsichtbar wurde."
„Wäre ich meiner Entdeckung sicher gewesen, so würde meine
Nachricht schon am 20. Oktober abgegangen sein. Sie hätten sie den
23. Oktober erhalten, und ich würde nicht der einzige geblieben sein,
der diesen Kometen sah. Denn gewiss hätten Sie ihn den 26. Oktober
gesehen. Ich hatte den 18. Oktober nicht so viel Zeit, mich völlig zu
überzeugen, dass meine Entdeckung ein Komet sei, und fiir's Publikum
war mir die Sache noch nicht gewiss genug, ob sie es glei(;h mir war."
Hier sind nun die drei Beobachtungen des Herrn Montahixe, die
erstere nach seiner Schätzung.
Zeiten.
Ger. Aufst.
Südl. Abw.
1780. Okt. 18. 7"
267" 25'
8" 5' durch Schätzung,
„ 20. 7"
2660 40'
lO" 35' „ Beobachtung.
,. 26. 7-
265" 10'
17" 30' „
Herr Messikr erhielt die Nachricht von dem Kometen am 28. Ok-
tober; wegen der Witterung konnte er ihn erst am 3. und 4. November
suchen, wo er durchaus nicht inclir zu finden war.
29. Ueber den ersten Kometen von 1780. 241
Gegen die Beobachtung des 26. Oktober maclit Herr Messier folgen-
den Zweifel: ..Montaigne sah am 25. Oktober den Kometen nur einige
Minuten während eines hellen Zwischenraums: genau auf dieser Stelle
des Himmels befindet sich ein Haufen kleiner Sterne, der durch ein
gewöhnliches Fernrohr von Sh Fuss wie ein Xebelstern aussieht, mit
einiger Aufmerksamkeit wird man eines Sternes darin gewahr. Hier
ist die Lage dieses Sternhaufens, wie ich sie den 24. Junius 1764 be-
stimmte. Ger. Aufst. == 265° 42' 50". Siidl. Abweichung = 18" 45' 55".
Da der Komet am 26. Oktober nur auf einen Augenblick gesehen wurde,
ohne dass Herr Montaigne bemerken konnte, ob er zugenommen hatte
oder nicht, konnte er nicht vielleicht an diesem Tage den Sternhaufen
für den Kometen selbst angesehen haben?-'
Dieser Zweifel des Herrn Messier ist doch wohl ganz unwahr-
scheinlich. Der Sternhaufen befindet sich ja nicht genau an dem Ort,
wo Montaigne seinen Kometen sah, sondern 45' östlicher und 1" 15'
südlicher: der Sternhaufen steht /u ^ viel näher, als dem Stern ^ Ophiuchi,
da hingegen Montaigne ausdrücklich sagt, der Komet sei näher bei
I Opliinchi, als bei .n / gewesen. Die gröbste Schätzung musste hin-
reichend sein, den Kometen blos dem Orte nach von jenem Sternhaufen
zu unterscheiden, und Montaigne will doch den Kometen wirklich be-
obachtet haben. Auch kann dieser Sternhaufen durch ein gutes achro-
matisches Fernrohr von 18 Zoll nicht wohl mit einem Kometen ver-
wechselt werden.
Mehrere Geometer suchten die Bahn dieses Kometen aus den drei
Beobachtungen des Herrn Montaigne zu bestimmen : ihre Untersuchungen
waren fruchtlos und gaben nichts Gewisses. Folgende Elemente erhielt
Herr Boscowich durch seine Konstruktionsmethode :
Ort des ft =5^ 1" 48'
Neigung der Bahn . . = 84° 15'
Länge der Sonnennähe . =2'* 5° 7'
Abstand der Sonnennähe = 0,336
Zeit der Sonnennähe . = 1780 Nov. 23. 19 Uhr.
Bewegung rechtläufig.
Nach diesen Elementen musste der Komet des Morgens Avieder
erscheinen. Es war nämlich nach denselben
1780. Dec. 31. Länge 7* 9« 48' Breite 26" 20' Nördl.
1781. Jan. 10. „ 7^ 8° 13' ,. 37" 57' „
Herr Messier suchte ihn am 4. und 5. Januar des Morgens bei
heiterer Witterung mehrere Stunden vergeblich.
Ich füge hier noch einiges bei, was Boscowich über diesen Kometen
schrieb: „Man kann nichts Vernünftiges aus den drei Beobachtungen
Olbers 1 16
242 Kometen.
zu Limoges ableiten: wären sie genau, so niiisste man den Kometen
sehr nahe bei der Erde vorbeigehen lassen, welches ihn lange vor dem
18. Oktober sichtbar gemacht hätte. Allein bei einer so langsamen
Bewegung in der Länge bringt eine geringe Veränderung in der ersten
Beobachtung eine sehr grosse in der Lage der Bahn hervor. Die Be-
obachtungen, wie sie sind, geben in der ersten Zwischenzeit eine Be-
wegung von 43' in der Länge, und in der zweiten, die drei Mal so gross
ist. 1" 16'. Dies zeigt eine sehr grosse Verminderung der Längen-
bewegung, und also eine sehr starke Vergrösserung der kurtirten Distanz
von der Erde an. Man ist deswegen genöthigt, ihn der Erdbahn sehr
nahe zu setzen, und ihm eine sehr grosse Neigung zn geben. Wäre
die Bewegung in der ersten Zwischenzeit 25', so würden die beiden
kurtirten Distanzen gleich sein, welches die Bahn sehr weit wegsetzen
und eine ganz verschiedene Neigung geben würde. Es ist Schade, dass
diese Beobachtungen nicht die Genauigkeit haben, die sie bei einer
Lage der Bahn haben müssen, die mehr als jede andere genaue Be-
obachtungen erfordert. Weder meine, noch auch die direkteste und
»enaueste Methode, würde unter solchen Umständen je etwas geben,
wenn die Beobachtungen nicht mit der grüssten Sorgfalt angestellt sind."
Herr Messier schliesst mit der Aeusserung: „dass er es für wichtig
gehalten habe, alle Umstände anzuführen, die ihm von diesem nur von
einer einzigen Person gesehenen Kometen bekannt geworden wären,
damit die Astronomen über die Beobachtungen und den Gebrauch, der
sich davon machen lässt, urtheilen und entscheiden können, ob man
diesen Kometen verwerfen, oder unter die Zahl derjenigen setzen müsse,
die beobachtet worden und bekannt sind."
So weit der Auszug aus Herrn Messieu's Abhandlung. Es wäre doch
wohl sehr ungerecht, einen Kometen deswegen ganz verwerfen zu wollen,
weil ihn nur eine einzige Person gesehen hat. Freilich liat JIo.nt.vigxe
auch einen Venustrabanten beobachtet, der nicht existirt; aber man
weiss, dass ein optisches Phantom mehrere geschickte Sternkundigi'
unter der Gestalt dieses angeblichen Trabanten getäuscht hat. In
Kometenbeobachtungen war MoxTAiftXK geübt, und er entdeckte die
Kometen von 1772 und 1774 zuerst, die Messiek beide auf seine .Vn-
zeige fand. Aber von der Gewissheit seiner Komet enbeobachtiing von
178U kann man um so mehr überzeugt sein, da ich auch diesen Kometen
in Göttingen gesehen habe. Folgendes ist meine IBeobachtung, wie ich
sie gleich nachher niederschrieb, und wovon idi noch das Original
verwahre.
Am 18. Oktober 1780, Abends 11 Uhr, entdeckte ich mit einem
Fernrohr von 1| Fuss in Südwest einen Nebelstern, der mit einem Stern
fünfter Grösse h und einem kleineren a fast eine gerade Linie machte.
29. Ueber den ersten Kometen von 1780. 243
h
Ost ; ^1) West.
Die Linie hc war reichlich ?- der Linie ah lang, aber die ver-
längerte Linie ab traf nur den nördlichen Rand, nicht den Mittelpunkt
von c. Nahestehende Häuser entzogen ihn mir bald aus dem Gesicht,
und ich war deswegen nicht im Stande, den Stern b zu erkennen. Bios
durch Vergleichung mit anderen kenntlichen Sternen schätzte ich unge-
fähr die Länge auf i> 0'^, die Breite auf 15" cördlich. Ein Fernrohr
von 6 Fuss zeigte mir nichts mehr als das kleinere, es war ein runder,
blasser, kometenähnlicher Nebelfleck.
Trübes Wetter und eine vierzehntägige Reise verhinderten mich,
meine Beobachtung zu berichtigen und diesen Nebelstern oder Kometen
wieder aufzusuchen. Endlich erfuhr ich aus den Zeitungen, dass Herr
MoNTAiiiXE unseren Kometen eben am 18. Oktober nahe westwärts von
T Serpentarii entdeckt habe. Nun suchte ich t Serpentarii auf, und
fand, dass dies der Stern b war, bei dem ich also den Kometen gleich-
falls gesehen hatte.
Soweit die Beobachtung. Herr La Lande beschrieb in der Conn.
des tems auch den Stern a, und so ist für die Zeit der Beobachtung
T Serpentarii Ger. Aufst. = 267 " 46' 48" Südl. Dekl. = 8° 10' 1"
a „ „ „ =268" 32' 31" „ „ =8M9'26".
Wäre also der Komet genau in der Linie ab, und genau j der
Distanz ab von b entfernt gewesen, so würde seine gerade Aufsteigung
= 267" 28' 31" und seine südliche Deklination = 8° 6' 15" gewesen sein.
Allein da der Abstand reichlich auf } geschätzt wurde, und der Komet
etwas südlicher stand, so war die Rektascension etwas kleiner, die
südliche Deklination etwas grösser, und wir werden also setzen können :
Ger. Aufst. = 267° 27', Südl. Dekl. = 8" 7'.
Dies stimmt vortrefflich mit der Schätzung des Herrn Montaigne
überein, der für dieselbe Zeit (wegen des Unterschiedes der Mittags-
kreise sind nämlich die Zeiten bis auf eine Kleinigkeit gleich) fand:
Ger. Aufst. = 267" 26', Südl. Dekl. = 8" 5'.
Mich dünkt, diese Uebereinstimmung unserer beiderseitigen Schätz-
ungen, die sich bei der Lage des Kometen, da man beide Sterne zu-
gleich mit ihm im Fernrohr sah. ziemlich genau machen liess, setzt den
Ort des Kometen für den 18. Oktober mit hinreichender Gewissheit fest,
und giebt auch ein gutes Vorurtheil für die anderen von Montaigne
angegebenen Oerter des Kometen, die er nicht durch Schätzung, sondern
durch wh-kliche Beobachtungen bestimmt haben will.
Wir hätten also drei Beobachtungen dieses Kometen, und nun wird
es darauf ankommen, in wiefern die Bahn desselben einigermaassen
16»
244 Kometen.
daraus bestimmt werden kann. Boscowich'.s Konstruktionsmetliode Hess
sich hier nicht wohl anwenden, da sie auf den Unterschieden der geo-
centrischen Längen beruht, die hier bei der sehr geringen Bewegung des
Kometen in der Länge aus so wenig zuverlässigen Beobachtungen un-
möglich in erforderlicher Schärfe gefunden werden konnten. Deswegen
sagt er, es lasse sich nichts Vernünftiges aus den Beobachtungen ab-
leiten. Aber meine Methode wird sich besser gebrauchen lassen, da sie
die Breiten mit in Betrachtung zieht. "Wenn ich aus Moxtaigne's und
meiner Schätzung für den 18. Oktober das Mittel nehme, so findet sich
Länge des Kometen Nördl. Breite
Okt. 18. 7" 8^ 27" 22' IS» 21'
„ 20. 7° 8« 26° 38' W 51'
„ 26. 7° 8^ 25» 22' 5» 53J-'
Damit und mit den zugehörigen Längen und Abständen der Sonne
wurden
logJlf= 0,041 233
und die drei Gleichungen
r'2 = 0,989 742 — 0,953 48 o' + 1,075 36 o'-,
,•'"2= 0,985 857 — 1,362 79 q' -f 1,221 99 g'-,
jr- = 0,019 153 — 0,017 Ol o' -i- 0,087 19 q-,
berechnet. Hieraus ergab sich q = 0,988 38, r' = 1,047 75, r"'= 0,912 50,
logg'" = 0,036 157 und damit die Bahn:
Länge des ft =4^ 22" 1'
Neigung der Bahn = 72** 3 V
Länge der Sonnennähe =8^ 6" 52'
Log. des Abstandes der Sonnennähe = 9,712 041
Log. der täglichen Bewegung . . = 0,392 007
Zeit der Sonnennähe =1780 Nov. 28. 20" 26',
Zeit von Limoges.
Die Bewegung rückläufig.
Diese Elemente weichen \o\\ denen, die Herr Boscowich gegeben
hat, ganz ab, so dass er bei seiner Konstruktion nothwondig auf eine
unrechte Wurzel gekommen sein muss. Hier ist die Vergleichung dieser
Elemente mit den Beobachtungen:
Fehler
Berechu. Läiigfe Bercehu. Breite der Länge der Breite
Okt. 18. 7" 8« 27" 22' 15" 21' 0' 0'
„ 20. 7" 8' 26" 50' 12" 52' + 12' -f 1'
„ 26. 7° 8^ 25" 22' 5" h^' 0' o'
29. Ueljer den ersten Kometen von 1780. 245
Man sieht, dass zwei Längen und drei Breiten dadurch gehörig
angegeben werden. Die mittlere Länge weiclit um 12' ab, und dies
ist gewissermaassen die Summe der Fehler der Beobachtungen, hier auf
eine einzige gebracht. Billig sollte die Bahn so bestimmt werden, dass
sich dieser Fehler auf alle drei Längen und alle drei Breiten gleich
vertheilte. Dies ist aber ohne mühsame Rechnung nicht möglich.
Man kann demnach diese Elemente durchaus nicht für ganz genau
und zuverlässig ansehen; aber ich glaube, sie sind genau genug, den
Kometen bei einer künftigen Wiedererscheinung zu erkennen. Der
Komet war nach ihnen am 18. Oktober 1,024 94, und am 26. Oktober
1,092 59 solcher Theile A'on der Erde entfernt, deren der mittlere Ab-
stand der Erde von der Sonne 1 00 000 enthält.
Allein, hätte man nicht den Kometen schon vor dem 18. Oktober
sehen können? Allerdings, aber obgleich der Komet vor dem 18. Oktober
der Erde näher war, so war er doch aucli entfernter von der Sonne,
welches seine Lichtstärke vermindern musste.
Wenn r den Abstand des Kometen von der Sonne, 6 den Abstand
des Kometen von der Erde bedeutet, so ist die Lichtstärke im Ver-
bal tniss von -TTs- So finde ich die Lichtstärke des Kometen am 18. Ok-
r-o-
tober = 1 gesetzt, dass diese am 8. Oktober nur 0,833 war. Es Aväre
also immer ein blosser Zufall gewesen, wenn ihn ein Astronom vorher
entdeckt hätte, ein Zufall, den wahrscheinlich das schlechte Wetter im
Oktober 1780 verhindert hat.
Ein wichtigerer Zweifel gegen unsere Elemente lässt sich vielleicht
daraus hernehmen, dass man den Kometen nach ihnen im Januar 1781
sehr gut hätte sehen müssen, wo man ihn doch nicht wahrgenommen
hat. Um dies völlig beurtheilen zu können, setze ich folgende kleine
Tafel her. Ich habe die Lichtstärke mit angemerkt, wobei die Licht-
stärke des Kometen am 18. Oktober immer = 1 angenommen wird.
Zeit
geoc
. Länge
geoc. Breite
Abst. V. O
1781 Jan. 1.
9" 52' 7^
10«
40'
14" 40' S.
0,912 50
„ 9.
9" 52' 7^
0°
48'
6" 41' „
1,047 75
„14.
0" 24' 6^ 22°
52'
0« 0' „
1,125 74
„22.
0^ 24' 6-
Abst. V. S
0,73015
0,585 71
0,514 87
0,499 58
3»
15'
15« 18' N.
Lichtst.
2,(30
3,00
3,43
2,91
1,259 8
246 Kometen.
Die grösste Lichtstärke liatte der Komet gleich nach der Mitte
des Januars. Am 19. Januar 7" 56' Abends war der Komet der Erde
am nächsten, und seine kleinste Distanz betrug 0,494 21.
Vergleiclit man diese Tafel, so sieht man, dass der Komet leicht
und gut hätte gesehen werden können, wenn man ihn nur mit massigen
Fernröhren oder Kometensuchern aufgesucht hätte, denn mit blossen
Augen war er schwerlich zu sehen, ob er gleich Si Mal nielir Licht-
stärke hatte, als am 18. Oktober. Unglücklicher ^^'eise suchte ihn Herr
Messiek nach Boscowich's falschen Angaben über 40 " nördlicher, als
er unseren Elementen zufolge stand. Aber wichtig würde es immer
sein, wenn dieser unermüdete Himraelsbeobachter vielleicht aus seinen
Tagebüchern angeben könnte, ob er im Januar 1781 das Gestirn der
Jungfrau gelegentlich durchgemustert habe? Sollte dies sein, so würde
ich den auf Montaigne's Beobachtungen gegründeten Elementen wenig
trauen: denn unmöglich hätte Messier den Kometen verfehlen können.
Vielleicht hat dieser grosse Astronom, wenn ihm gegenwärtiger Aufsatz
zu Gesicht kommen sollte, die Gefälligkeit, sich darüber zu erklären.
30. Ueber den auf 1789 erwarteten Konieteii.
[Leipziger Magazin für reiue uiui angewandte Slatliematilf, 17S7, Viertes StOck, S. 430— l't2.]
Bremen, im December 1787.
Allgemein erwartet man in den nächsten zwei Jahren die Rück-
kunft desjenigen Kometen, der sich ItJOl zum letzten Mal in seiner
Sonnennähe befand, und viele Astronomen sprechen von diesei- bevor-
stehenden seltenen Erscheinung mit eben der Zuversicht, als von einer
künftigen Sonnenfinsteniiss, oder Fixsternbedeckung.
Bekanntlich sind die Astronomen, seitdem Newtox sie die wahre
Bewegung der Kometen kennen lehrte, aus Mangel einer hinreichenden
Menge älterer Beobachtungen über diese merkwürdigen Himmelskörper
erst ein einziges Mal im Stande gewesen, einen K'ometen vorher anzu-
kündigen, nämlich aufs Jahr 1750, luul dicsi' ^'()r]lersagung oder viel-
mehr Vorlierberechnung traf \nllknnimen ein.
Auf 1780 macht man uns zum zweiten Mal Hotfnung auf diesen
Triumph der neueren Astronomie; und dann haben wir wenigstens vor
1835 und 1848 keine dritte, vorher bestimmte Wiederkunft eines Kometen
30. üeber den auf 1789 erwarteten Kometen. 247
ZU erwarten, eine Epoche, die sehr wenige der jetzt Lebenden erreiclien
werden.
Die grosse Excentricität der Laufbahnen der Kometen, das verhält-
nissmässig kleine Stück, das sie während ihrer Sichtbarkeit beschreiben,
und die unvermeidlichen Fehler der Beobachtungen macheu es unmög-
lich, die ganze Bahn und die ümlaufszeit eines Kometen aus den Be-
obachtungen während einer Erscheinung desselben zu berechnen. Haupt-
sächlich liegt es an letzteren: denn an sich ist die ganze Bahn eines
Kometen durch drei Beobachtungen völlig bestimmt. Allein, da diese
selten bis auf ganze, und vielleicht nie bis auf halbe Minuten zuver-
lässig sind, so vermengen sich gewölmlich die Abweichungen der wirk-
lichen Bewegung des Kometen von der parabolischen Hypothese mit
diesen Fehlern völlig, und wenn auch in selteneren Fällen die Unzuläng-
lichkeit einer Parabel sichtbar wird, so lassen sich doch die Beobach-
tungen mit befriedigender Schärfe durch so unterschiedene Ellipsen dar-
stellen, dass man über die Umlaufszeit nie etwas Zuverlässiges sagen
kann. Mir scheint es deswegen mehrentheils nur eine Art von astro-
nomischem Luxus zu sein, wenn man die Bahn eines Kometen, dessen
Umlaufszeit man nicht schon vorher kennt, in einer Ellipse berechnet;
denn am Ende findet man nach viel grösserem Aufwände von Zeit und
Rechnungen nichts mehr, als was man bei Voraussetzung der para-
bolischen Bewegung ungleich leichter und geschwinder hätte heraus-
bringen können.
Die einzige Art, wie man also die Umlaufszeit eines Kometen
kennen lernen kann. ist. wenn man ihn zwei oder mehrere Mal zu seiner
Sonnennähe wiederkehren sieht; das ist, wenn man findet, dass das
parabolische berechnete Stück einer Kometenbahn mit dem eines ehe-
mals berechneten in so fern übereinstimmt, dass man die sich etwa
noch findenden Unterschiede als kleine, aus den anziehenden Ki'äfteu
der übrigen Himmelskörper entstandene Verrückungen ansehen kann.
Ist indess ein solcher Komet erst zwei Mal beobachtet worden, sind die
Unterschiede in den Bestimmungsstücken beider Bahnen etwas gross,
sind die Beobachtungen in einer oder beiden Erscheinungen nur un-
vollkommen, so darf man noch nicht mit Sicherheit die Zwischenzeit
zwischen beiden Perihelien als die Umlaufszeit dieses Kometen ansehen.
Es giebt noch nichts als eine mehr oder weniger wahrscheinliche Muth-
maassung. Die Aehnlichkeit beider Kometen kann rielleicht nur schein-
bar, nur durch Fehler von Beobachtungen veranlasst sein, und vielleicht
können auch zwei ganz verschiedene Kometen in der Nähe der Sonne
ziemlich ähnliche Stücke sonst ganz unterschiedener Bahnen beschreiben.
Soll man auf diese Muthmaassung rechnen können, will man sie
zur Gewissheit erheben, so muss der Komet schon mehrmals gehörig
248 Kometeu.
bemerkt, zu seiner Sonnennähe zurückgekehrt, oder jedesmal sehr genau
und lange beobachtet sein, oder man muss sie noch durch andere astro-
nomische Gründe bestätigen können.
So verfuhr Halley bei seinem berülimten Kometen von 1759. Er
war schon drei Mal 1531, 1607 und 1682 beobachtet: die berechnete
Bahn stimmte in allen drei Erscheinungen sehr genau überein, und doch
war er Anfangs in seiner Vorhersagung sehr bescheiden und furchtsam.
Contentus eram, sagt er, concepUts Jios meos aJiqua saltem prohabUitatis
specie fultos iiidicasse. Erst nachmals, wie er in älteren Kometen-
verzeichnissen fast immer in gleich entfernten Zeiträumen ähnliche
Kometen aufgezeichnet gefunden, und die Beobachtungen von 1531,
1607 und 1682 aufs schärfste in der nun aus der bekannten Umlaufs-
zeit gegebenen Ellipse berechnet hatte, sprach er mit Gewissheit von
der auf 1758 bevorstehenden Rückkunft dieses Kometen, und der Er-
folg musste nothwendig mit einer so gut begründeten Vorhersagung
übereinstimmen, die nachmals gar durch Claie.\ut's Berechnungen eine
geometrische Gewissheit erhielt.
Ganz anders verhält es sich mit dem Kometen, den man auf 1780 er-
warten zu können glaubt. Man hat nur zwei ähnliche berechnete Kometen-
bahnen, woraus man seine Umlaufszeit schliesst; die Beobachtungen
während der einen Erscheinung sind äusserst grob und unvollkommen,
die Unterschiede in den Bestimmungsstücken beider Bahnen sehr be-
trächtlich, — lauter Umstände, die diese Mutlimaassung über seine bevor-
stehende Rückkunft sehr zweifelhaft und unsicher machen müssen. Und
doch spricht man davon mit eben der Zuverlässigkeit, als Hallky von
seinem Kometen 175i*.
Er war es, der es auch zuerst für möglich hielt, dass der Komet
von 1061 vielleicht derselbe sein könne, den Apian 1532 sah. Allein,
dieser grosse Mann ist in der Tiiat nicht Schuld daran, wenn man seine
Konjektur nachmals für so viel zuverlässiger gehalten hat, als sie wirk-
lich ist. Crediderim equidem, sagt er (Halley, Synopsis astronomiae
CoDieticae, p. 111, 19), cometam etiam aniii l!)32, euiidem fuisse cum illo,
qtti ab Hkvelio observabatur incuiüe anno 1661, sed observationrs
Apiani, quas solas de primo habemus, nimis rüdes sunt, nee qmcquam
certi in re tarn subtili ex iisdem elici potest. Newton erwähnt ihrer
gar nicht: und wie wenig Halley selbst darauf rechnete, sieht man
aus seinem späteren Aufsatz: de motu cometarum in orbihu.v elUpticis, wo
er von dieser ehemaligen Vermuthung ganz schweigt, die dort doch
eigentlicli liingehört hätte, und sie also gewissermaassen dadurcli wieder
zurücknimmt.
Seit Halley's Zeiten ist zur Bestätigung dieser so misslichen und
so zweifelliaft vorgetragenen Vermuthung nichts geschehen, als etwa
30. Ueber den auf 1789 erwarteten Kometen. 249
was der unter uns öfterer citirte als gelesene Stkutck, und nach ihm
Herr Pingre gethan haben. Diese Herren fanden nämlich, dass wenn
man mit der Periode von 129 Jahren, die man diesem Kometen zuschreibt,
in den Geschichten zurückgeht, und sie, wozu die Theorie berechtigt,
auf zwei bis drei Jahre veränderlich setzt, oft auf Kometen treife,
von denen sich das Wenige, was man von ihnen weiss, allenfalls aus
der Theorie des Kometen von 1661 erklären lasse: ein Beweisgrund
für diese Periode, der eben keine grosse Kraft hat, und den ich unten
noch näher beleuchten werde.
Wie kömmt's dann, dass Sternkundige, da.ss selbst Messkünstler,
die sonst nichts glauben, als was scharf bewiesen ist, einer so zweifel-
haften Mutlimaassung einen so grossen Grad von Gewissheit und Zu-
verlässigkeit haben zuschreiben können? Wohl hauptsächlich aus zwei
Ursachen :
1. Der glückliche Erfolg von H.vlley's erster gegründeter Voraus-
sagung hat die Astronomen verleitet, seine andere Konjektur für eben
so richtig zu halten. Man verwechselte lüer Muthmaassung und un-
widerlegliche Folgerung. Ealley hatte auch seine Entdeckung über
den nachmals im Jahr 1759 wiedererschienenen Kometen anfangs ganz
zweifelhaft vorgetragen. Zudem gründete sich diese auch zum Theil
auf Api.\n's Beobachtungen, wie die Voraussetzung der Periode von
128 oder 129 .Jahren bei dem Kometen von 1661, und so war es leichter
bei Erfüllung der ersten, auch an die Gewissheit der anderen zu denken.
2. Hallet hatte nur 24 Kometen berechnet, und unter diesen kam
einer drei Mal und der, wovon hier die Rede ist, seiner Meinung nach
zwei Mal vor. Jetzt haben wir fast 80 Kometenbahneu berechnet, und
unter diesen kommen höchstens noch zwei andere in einigen Stücken
ihrer Bahn überein : alle übrigen sind auffallend von einander verschieden.
Man hatte gewiss nach Halley's glücklichem Anfang viel mehr
Perioden von Kometen zu entdecken gehofft, und es ist also nicht zu
verwundern, dass man die Identität derjenigen Kometen, die in ihren
Bahnen so sehr übereinzustimmen schienen, für so viel gewisser hielt,
je weniger einander ähnliche man unter allen übrigen fand.
Wie weit man hierin gegangen ist, davon brauche ich wohl keine
speciellen Beweise anzuführen: man findet sie fast in jedem Schrift-
steller, der von Kometen handelt. Die Pariser Akademie hat selbst
eine Preisfrage aufgegeben, die als gewiss voraussetzt, dass die Kometen
von 1532 und 1661 dieselben sind. Herr Maskeltne (PhilosopMcal
Traiisactiom, Vol. LXXVI, p. 4.<!(i sq.) hat Halley wegen seiner, wie
er glaubt, zu zweifelhaften Ankündigung gar zu entschuldigen und durch
beiläufige Schätzung die "Wirkung des Jupiters und Saturns auf diesen
Kometen zu bestimmen gesucht und uns versichert, er werde noch lange
250 Kometen.
vor dem Ajiril 1780 zurückkelireii: ja. den im Früliling dieses Jahres
entdeckten Kometen hielt mau schon anfangs für den erwarteten.
Ich gestehe es. ich selbst war von der Zuverlässigkeit dieser Er-
wartung völlig überzeugt, und beschäftigt, nach der Methode, die Herr
De L"Isle bei dem Kometen von 17.59 gebraucht hat, mir die Auf-
suchung dieses Kometen zu erleichtern, da ich ihn gern gleich vom
Anfange seiner Wiedererscheinung au zu seilen wünschte. Ich hatte
mir zu dem Ende die Bahn des Kometen von 1661 sehr genau ent-
worfen. Um nun auch im Allgemeinen die Umstände der Erscheinung
von 1532 zu übersehen, suchte ich Apian's Beobachtungen auf diese
Bahn zu reduciren; und da zeigte es sich dann, was man freilich hätte
voraussehen können, dass sich diese Beobachtungen schlechterdings
nicht auch nur beiläufig dadurch vorstellen Hessen. Dies erregte zuerst
Zweifel, die Zweifel veranlassten Untersuchungen, und aus diesen ergab
sich, dass Halley's Muthmaassung nicht blos ungewiss, sondern sehr
unwahrscheinlich sei: und da.ss man die Rückkunft des Kometen von
1661 in den nächsten zwei oder drei Jahren gar nicht zu envarten habe.
Dies werde ich hier nun umständlich zu beweisen suchen. Halley's
Muthmaassung gründete sich auf die Aehnlichkeit der Bahnen beider
Kometen. Er fand nämlich:
Zeit (1. Nälie Ab.staml Länge d. fl, Inkliu. Länge d. Nähe
1532. Okt. 19. 21'' 12' 0,50910 2^200 27' 0" 320 36' U" 3-^21" 7'—"
1661. Jan.16. 23M1' 0,44851 2'22"30'30" 32»35'50" 3^ 25» 58' 4"
In der Tliat ist diese Aehnlichkeit ausser in Absicht des Abstandes
im Perihelio sehr gross. Es kommt zuerst darauf an, zu bestimmen.
wie zuverlässig diese Elemente sein miigen.
Die von 1661 sind keinem Zweifel unterworfen. Hai.i.ey hatte
die guten Beobachtungen Hevel's vom 3. Februar bis zum 28. März
vor sich, und seine Genauigkeit im Berechnen ist bekannt genug. Zum
Ueberfluss habe ich einige von Hevel's Beobachtungen mit diesen Ele-
menten verglichen, und hinreicheiule Uebereinstimnuing gefunden.
Anders verhält es sicli mit dem Kometen von 1532; hier kann
man immer fragen: Wie genau ist Hali.ey's Berechnung? Und wie
genau la.ssen .sich überhaupt die P_;iemente dieses Kometen finden?
Apian beobachtete diesen Kometen sieben Mal, und, wie ei- sagt,
stiidiosissime. Hier sind die Beobachtungen mit allen Umständen. Die
Längen und Breiten iiat Herr Pixuiu'; l)erechnet, denn Aiman selbst
hatte sie sehr unrichtig aus den Beobachtungen abgeleitet.
80. Ueher den auf 1789 erwarteten Kometen.
251
1532
Höhe d. Sterne
Tage
a Sl
Mittl. Zeit
Höhe d.
iometen
Oestl.
Azini.
Okt. 2.
34" 0'
4'^ 50'
13"
10'
65"
30'
„ 3.
310 30'
4" 30'
9"
0'
73"
17'
„ 14.
— • —
31^ 48'
—
—
—
—
„ 19.
Ardunis
' —
—
—
—
Okt. 31.
20" 0'
h^ 0'
8"
0'
86"
17'
Nov. 1.
26" 0'
5'' 3.5'
12"
40'
81"
10'
„ 8.
25« 40'
5" 5'
7"
20'
90"
30'
Länge d. Kometen
Breite
Okt. 2.
5^
9« 56' 0"
13" 27'
Siidl.
„ 3.
5^
13" 6' 30"
10" 46'
??
„ 14.
6^
0" 0' 0"
0" 0'
??
„ 19.
6=
5" 46' 0"
4" 51'
Nördl.
Okt. 31.
6^
22" 50' 0"
13" 51'
J?
Nov. 1.
6^
25" 16' 0"
15" 11'
)?
„ 8.
7s
4" 33' 0"
20" 8'
51
Die Beobachtungen sind, wie man sieht, wenig genau, Apian's In-
strument war wolil kaum bis auf 10' zuverlässig. Die Beobachtungs-
methode durch Höhe und Azimuth ist an sich misslich, und zudem
stand der Komet beständig niedrig in den Dünsten des Morgenhorizonts.
Auf die Beobachtung vom 14. Oktober darf man sich gar nicht
verlassen, und bei der vom 19. Oktober wird uns von Apian blos die
Länge und Breite, nicht die Art, wie er sie gefunden hat, angegeben,
ein Umstand, der sie etwas verdächtig macht. Apian sah übrigens den
Kometen bis zum 20. November.
Hier sind nun aus Halley's Elementen die berechneten Oerter des
Kometen, woraus man die Genauigkeit derselben beurtheilen kann.
Fehler
Berechn. Breite
14" 36' Südl.
13" 24' „
7" 28' Nördl.
13" 49' „
14" 7' „
14" 29' „
Die Uebereinstimmung ist, wie man sieht, eben nicht sehr gross.
Ich suchte also die Elemente von Neuem zu berechnen, und wählte dazu
die Beobachtungen vom 2. Oktober, 31. Oktober und 8. November. Da-
Tage
Berechu. Länge
Okt. 2.
111' 9" 16'
,. 3.
10° .53'
„ 19.
^ 5" 51'
„ 31.
22" 51'
Nov. 1.
24" 10'
„ 8.
m 0" 2'
der Länge
der Breite
— 0" 40'
+ 1" 9'
— 2" 13'
+ 2" 38'
+ 0" 5'
4- 2" 37'
+ 0" 1'
— 0" 2'
— 1" 6'
— 1" 4'
— 4" 31'
— 5" 39'
252 Kometeu.
mit fand sich die Länge des aufsteigenden Knotens etwa 19 J ° 11, die
Neigung der Bahn über 42|^", die Zeit des Periheliums am 18. Oktober
Nachmittags, die Entfernung in der Sonnennähe = 0,520. Allein es
zeigte sich bald, dass die Beobachtung vom 8. November mit den übrigen
schlechterdings nicht in Verbindung zu bringen sei, und dass man ent-
weder sie, oder die vom 31. Oktober verwerfen müsse.
Ersteres schien besser, da die vom 31. Oktober einigermaassen
durch die Beobachtung des folgenden Tages bestätigt wird, und war
auch, wie aus obiger Vergieichung erhellt, von Halley geschehen.
Dann fehlt aber eine der besten Beobachtungen zur Bestimmung der
Bahn, und man ist genöthigt, die unsichere Beobachtung vom 19. Oktober,
die ich als um 5 Uhr Morgens vorausgesetzt habe, mit in Rechnung zu
ziehen. Auch die Beobachtungen vom 2., 19. und 31. Oktober lassen
sich natürlich ihrer groben Fehler wegen nicht völlig in einer Parabel
darstellen. Die Parabel ist nämlich durch drei Längen und zwei Breiten,
oder durch zwei Längen und drei Breiten schon völlig bestimmt, und
sie kann also nicht drei vollständigen Beobachtungen genug thun, wenn
die dadurch angegebenen Oerter nicht an sich mit einer Parabel über-
einstimmen, d. i. wenn die Beobaclitungen sehr fehlerhaft sind. Indess
geht es viel besser, als wenn die Beobachtung vom 8. November mit-
genommen wird, und so fand ich endlich nach ^•ielen Versuchen:
Zeit der Sonnennähe 1532 Okt. 18. 8 Uhr 8' Abends.
Entfernung in der Sonnennähe = 0,519 22
Tjänge der Sonnennähe . . . = 'S 21** 48'
Länge des fl, = H 27» 23'
Neigung der Bahn = 32" 36'
Diese Elemente geben nun die Längen und Breiten, Avie folgt:
Fehler
Berechn. Breite
13" 29' Südl.
12*' 0'
7" 4' Nördl.
l;'," 40' „
13» 54' „
15« 27' .,
Die Fehler sind etwas erträglicher, als bei Haij^ey's Elementen,
und vielleicht wiu-de die Uebereinstimmung noch grösser sein, wenn
man die Beobachtung vom I.November statt der vom 31. Oktober mit
zur Rechnung gewählt hätte. So viel lässt sich übersehen, dass die
Länge des Sl etwas kleiner, die Inklination etwas grösser hätte ge-
nommen werden müssen, um auch in Ansehung der Breiten den übrigen
Tage
Berechn. Länge
Okt. 2.
IIP 10» 0'
,, 3.
11° 31'
„ 19.
^ 5» 55'
„ 31.
22« 55'
Nov. 1.
24« 4'
„ 8.
tll 3» 4'
der
Länge
der Breite
1
-r
0" 4'
-f 0" 2'
—
1"35'
+ 1«14'
+
0» 9'
+ 2» 13'
+
0" 5'
— 0» ir
—
1M2'
— 10 17'
—
1«29'
— 4041'
30. Ueber den auf 1789 erwarteten Kometen. 253
Beobachtungen näher zu kommen, obgleich der Fehler bei der vom
19. Oktober dadurch um so viel grösser geworden wäre. Dies bestätigt
sich aus den sonst sehr unvollkommenen Beobachtungen des Wiener
Astronomen Jon. Vogelin, die Herr Pingre so berechnet hat:
Zeiten
Länge
Breite
Okt. 6. lö^ 53'
40"
np 18" 26'
3" 24' Südl.
„ 6. 16" 35'
40"
n" 30'
3047' „
„ 10. le"" 22'
30"
27» 11'
2» Oi Nördl.
„ 10. 17" 17'
0"
24" 12'
2" 22 „
Wie Vogelin die Zeit, worauf bei seiner Art zu beobachten alles
ankam, bestimmt habe, meldet er nicht, und wie wenig die an einem
Tage gemachten, besonders die vom 10. Oktober übereinstimmen, fällt
in die Augen. Ich finde nach meinen Elementen den 7. Oktober um
4" 8' Morgens den Kometen in 17* 4' ^1 mit 5" 47' südlicher Breite.
Die Länge trift't ganz gut zu, aber die Breite fehlt merklich; und auch
nach ihr müsste die Länge des Sl um ein Paar Grade vermindert
werden. Indess scheint es mir bei so fehlervollen Beobachtungen nicht
der Mühe werth zu sein, die Eechnungen nochmals vorzunehmen.
Aus dem, was Feacastoe an zwei Stellen seiner Werke von diesem
Kometen meldet, lässt sich nichts für die Theorie desselben herleiten.
Seine Beobachtungen stimmen weder unter sich, noch mit Apian
seinen überein. Dieser nachlässige Schriftsteller hat nicht allein auf-
fallend zuweilen Deklination und Breite verwechselt, und dann die eine
aus der anderen hergeleitet, sondern auch die Tage oft ganz wider-
sprecliend und unrichtig augegeben. Er sah den Kometen bis zum
4. December, an diesem Tage Morgens um 4 Uhr habe ich berechnet
die Länge = 26« 13' ni, die Breite = 16" 37' nördlich.
Wir müssen uns also mit der aus Apian's Beobachtungen gefundenen
Theorie begnügen, und wenn sie gleich nicht ganz zuverlässig ist, so
können wir doch nun die Grösse des möglichen Fehlers und den Grad
ihrer Zuverlässigkeit ziemlich genau bestimmen. Im Ganzen ist sie von
der, die Halley angegeben hat, auch nicht so sehr verschieden, dass
sie nicht noch immer der von 1661 ähnlich bleiben sollte. Ich will sie
hier alle drei neben einander setzen:
Dist. Perih.
1532. 0,509 10
1532. 0,519 22
1661. 0,448 51
Anfänglich scheint vielleicht diese üebereinstimmung so gross, dass
man ohne Bedenken beide Kometen für einen und denselben halten
Long. Perih.
Long. Sl
Inkl. Orb.
Kalkül.
3^21" 7'
2s 20° 27'
32« 36'
Hallet
3^ 21 48'
2^ 27« 23'
32« 36'
Olbers
3» 25« 58' 4"
2^ 22« 30' 30"
32« 35' 50"
Hallet
254 Kometeu.
dürfte. Allein eine nähere Untersuchung wird diese Meinung bald sehr
unwahrscheinlich und zweifelhaft machen.
1. Ist die Uebereiustimmung beider Theorien tlieils nicht so zu-
verlässig, und theils lange so gross nicht, als man zum Beweise der
Identität beider Kometen verlangen kann. Bei der Länge der Sonnen-
nähe und dem Ort des aufsteigenden Knotens habe ich nichts zu erinnern,
aber die Inklination des Kometen 1532 bleibt ungewiss. Wie wenig die
berechneten Breiten mit den beobachteten zutreffen, zeigt die obige Ver-
gleichung; und besonders haben wir eine ganz im Detail angegebene
Beobachtung Apian's, die vom 8. November, ausschliessen müssen, um die
Inklination nicht beträchtlich grösser zu finden. Will man sie mit in
Rechnung ziehen, so kann man die Neigung der Ikhn durchaus nicht
kleiner als 42" oder 43" herausbringen, und sie scheint doch an sicli
betrachtet, gerade die wichtigste und bequemste zur Bestimmung dieses
Elements zu sein. Ueherhaupt ivird man also wenigstens Hälley's
Äeiisserunff gegründet finden, dass Api.vn's Beohachtungen zu grob sind,
tim sich auf die AehnUchkeit beider Bahnen verlassen zu hönnen.
2. In Ansehung der Entfernung der Sonnennähe zeigt sich ein
sehr beträchtlicher ünter.-^chied, der 1 des Ganzen beträgt, und dieser
l'nterschied ist nicht scheinbar, nicht durch Fehler in Api.\>;'s Beob-
achtungen veranlasst, sondern gewiss. Gerade nämlich dies Element
Hess sicIi am zuverlässigsten bestimmen, da der Komet 1532 während
seiner Sichtbarkeit durchs Perihelium gegangen war, und die Gesichts-
linien die Lage hatten, wodurch man am sichersten diesen Abstand be-
stimmen konnte. Ich habe mich durch viele Rechnungen überzeugt, dass
wenn man auch in Apian's Beobachtungen ganz unwahrsclieinliche Fehler
voraussetzen will, docli die distaidia perihdii nicht viel kleiner, als
Hali,ev sie herausgebracht, und immer merklich grösser, als 0,50000
genommen werden müsse. Dies wird man auch so leicht übersehen
können, wenn man bedenkt, wie unterschieden die wahren Anomalien
der Kometen von 1532 und 1601 in gleichen Zeiträumen vor und nach
dem Perihelio sein mussten, und wie unmöglich es also ist, die Be-
obachtungen von 1532 durch einen so geringen Abstand der Sonnen-
nähe, als der Komet von 1061 hatte, vorzustellen. Folgende kleine
Tafel wird dies deutlicher machen.
Tage V. Perihel.
Anomalie lOiil
Anomalie 1
532
Unterschied
0" 0'
0" 0'
0" 0'
10
42" 12'
34" 56'
7" Ki'
20
60» 45'
60" 34'
11" 11'
30
86" 24'
77" 31'
8" 53'
40
97" 11'
89" 3'
8» 8'
30. Ueber den auf 1789 erwarteten Kometen. 255
Wir können also als gewis.s voraussetzen, dass der Abstand der
SoiinennäJie hei dem Kometen von lö32 um den 7. oder 8. Theil grösser
ist, als hei dem Kometen von 1661.
3. Wir haben keinen Grund, diese grosse Verschieden! leit, in An-
sehung des Abstandes der Sonnennähe, den Veränderungen zuzuschreiben,
die der Komet durch die anziehenden Kräfte anderer Himmelskörper in
seinem Laufe erlitten haben kann. Schon an sich ist eine so grosse
Verrückung unglaublich: aber sie wird es noch mehr, da man zeigen
kann, dass weder Jupiter noch Saturn, so wenig 1661 vor dem Peri-
helio, noch 1532 auf diese Kometen einige beträchtliche AVirkung gehabt
haben können. Beim Heranrücken ist es unmöglich, denn hier bleibt
die Bahn bei den Kometen südwärts von allen Planetenbahnen weit
entfernt. Allein auch 1532 konnte es nicht geschehen. Saturn stand
im Löwen, wie der Komet im Schützen über seine Bahn ging, war also
auf 120" von ihm entfernt. Jupiter kam er fi-eilich näher, wie er im
Herbst 1533 über dessen Bahn lief, allein er blieb doch immer in be-
trächtlichem Abstände von diesem grossen Planeten. Um hierin keinen
Zweifel übrig zu lassen, habe ich folgende Tafel berechnet:
Zeit
Helioceutr.
Hei. Länge
Breite des
Abst. des
Winkel am
153:?
Länge <1. 4
des Kometen.
Kometen
Korn, vom 2J.
Kometen
Aug. 1.
x" 28" 5'
rl' 13» 39'
8" 38' N.
1,662
114» 24'
Sept. 1.
Z 0" 39'
15« 0'
7" 49' „
1,592
101" 58'
Okt. 1.
3" 9'
16" 6'
7" 7' „
1,655
89" 2'
Nov. 2.
5" 48'
17" 2'
6" 33' „
1,810
76" 39'
Der Komet blieb also immer über 1| Mal so weit vom 4 entfernt,
als der Halbmesser der Erdbahn beträgt, und man Avird diese Ent-
fernung nicht merklich verschieden finden, wenn man nach Halley's
Elementen die Eechnung wiederholt. In einem solchen Abstände kann
Jupiters Wirkung nicht beträchtlich sein: ja, was noch mehr ist, durch
sie wii'd distantia perihelii des Kometen von 1532 vergrössert, nicht ver-
ringert ivorden sein, Avie aus der Lage beider Weltkörper gegen ein-
ander während ihrer Annäherung sogleich in die Augen fällt.
4. Aber gesetzt, man wolle diese Verrückung einem anderen Kometen
zuschreiben, dem der Komet von 1532 vielleicht nachmals nahe ge-
kommen wäre, so lässt es sich doch nicht denken, dass der Abstand
des Perihelii um den 8. Theil verringert werden könne, ohne dass zu-
gleich die Umlaufszeit gänzlich hätte verändert tverden müssen. Das
ganz Willkürliche und Hypothetische jener Voraussetzung also auch ab-
gerechnet, so würde doch daraus folgen, dass wir die Periode dieses
Kometen nunmehr nicht wissen, und auch nicht einmal beiläufig schätzen
können, und also ohne Grund seine Rückkunft im Jahre 1789 envarten.
256
Kometen.
5. Ferner sind die Kometen von 1532 und 1G61 an sich einander
zu unähnlich, um sie, ohne einmal an die Verschiedenheit ihrer Bahnen
zu denken, für ein und denselben Kometen halten zu können.
Um hierin deutlicher zu sehen, will ich zwei kleine Tafeln her-
setzen, die die Entfernungen beider Kometen während ihrer Erscheinung
von Erde und Sonne enthalten.
Komet vou 1532
Eutfernuug
Entfernung-
alter St.
von d.
von der Erde
Okt. 2.
0,648 9
0,723 3
„ 3.
0,635 6
0,728 5
„ 10.
0,520
0,987 8
Nov. 1.
0,603 7
1,2580
„ 8.
0,716
1,415
Dec. 4.
1,129
1,859
Komet von 1G61
Eutfemnug-
Entfernung-
neuer St.
von (1. Q
von der Erde
Febr. 3.
0,479 3
0,616 3
„ 13.
0,610 3
0,710 5
Mart. 2.
0,909 5
0,871 6
„ 28.
1,369 7
0,988 3
Vergleichen wir nun dies mit dem, was uns die Schriftsteller von
beiden Kometen melden, so wird ihre Verschiedenheit auffallend sein.
Der Komet von 1532 tvar sehr gross. Fkacastok sagt, der Kopf sei
drei Mal grösser gewesen als Jupiter, und der Schweif zwei Klafter
lang. Was Klafter sagen wollen, lässt sich wohl schwerlich bestimmen.
AriAN fond iim am 3. Oktober, also noch vor seiner Sonnennähe, durdi
wirkliche Beobachtung von 15". Andere beschreiben ihn noch grösser.
liadiis inter nieridie^n et occamm longo spatio 'porredis. CHYTKAErs
Chron. Sax. 1. 13. — Caitdam longis.-<imam veraiw meridiem et occasum
porrigens. Rockenbach. — Cometam terribilem, nennt ihn ÄLSTEoms.
Der Komet von 1661 war im Anfange seiner Erscheinung der Erde
und Sonne näher, auch schon durch sein Perihelium gegangen: er hätte
also viel grösser aussehen müssen, und doch blieb er verhältnissmässig
nui- klein und unansehnlich. Er sah schon am 7. Februar Weiöel viel
dunkler als der Helle im Adler, also gewiss niclit drei Mal grösser aus,
als Jupiter, so dass Wkiuei. zweifelt, ob auch wolil alle Zuschauer, denen
er den Kometen zeigte, ihn erkannt haben möchten. „ Am 1 1 . Februar
musste man dessen Stell gar genau und mit vielen Umständen beschreiben,
wenn diejenigen, die sonst des Himmels ungewohnt, iiin wohl erkennen
und aus anderen Sternen gleichsam auslesen sollten, zunuil weil dessen
Schweif auch nunmehr gar schwach worden, dass die, so scharf sahen
30. Ueber den auf 17n9 erwarteten Kometen. 257
und wohl Aclitung gaben, ihn nur bemerkten." Und doch war er auch
an diesem Tage der Erde und Sonne näher als der Komet von 1532
den 2. Oktober, wie dieser in seinem grössten Glänze erschien. Am
25. Februar konnte ihn Weigel kaum mehr erkennen : „ er war wie ein
kleines trübes Wölklein, kleiner als das, so man im Krebs verspürt."
Hevel fand den Schweif nie über 6" lang, und selbst dieser sonst so
scharfsichtige Astronom konnte ihn vom 10. März an nicht mehr mit
blossen Augen erkennen. Am wichtigsten ist es aber, dass ihn He\t:l
schon am 28. März mit seinem sehr guten Fernrohr, wie er es nennt, zum
letzten Mal sah, da man den Kometen von 1532 noch am 4. December
mit blossen Augen erblickte. An diesen Tagen war die Entfernung
beider Kometen von der Sonne nicht sehr verschieden: aber der mit
blossem Auge gesehene gerade nochmal so weit von der Erde entfernt,
als der, den man nur mühsam mit dem Fernrohr erkannte. Können
diese beiden so verschiedenen Kometen einerlei gewesen sein?
Freilich weiss ich wohl, dass auch der Komet von 1759 nicht
immer unter sonst gleichen Umständen bei seinen verschiedenen Wieder-
kiinften in gleichem Glänze erschienen ist. (Pingee, Cometographie,
Tom. II, jj. 190. Man vergleiche indess, was Herr De La Lande über
den Kometen von 1759 sagt. Memoires de l'Academie de Paris, Annee
1759.) Aber solche Veränderungen, wie man bei dem Kometen von
1532 und 1661 annehmen müsste, wenn sie dieselben sein sollten,
bleiben unmöglich.
6. Die Gründe, wodurch Steutck und nach ihm Herr Pingee die
Umlaufszeit dieses Kometen zu bestätigen gesucht haben, und die darauf
beruhen, dass fast immer in 127 bis 130 Jahren vorher ein Komet
gesehen worden ist, haben in der That wenig Gewicht. Bei der Menge
erschienener Kometen passt immer fast jede Periode auf ältere Kometen-
erscheinungen: denn selten sind drei Jahre hingegangen, da man nicht
einen sah, und da die Perioden auf zwei bis drei Jahre veränderlich
sein können, so wird man mit jeder beliebigen Voraussetzung Kometen
genug finden, die damit überein zu stimmen scheinen. Und das wenige,
was man von älteren Kometen weiss, lässt sich sodann auch fast immer
mit jeden Elementen vereinigen. Man kennt ja Stkutck's viele unglück-
liche Versuche derart, die nun alle nach und nach durch die Erfahrung
falsch befunden werden. Aber was noch mehr ist, gleich der erste
Komet, auf den beide Herren mit der Periode von 129 Jahren verfallen,
der vom Februar und März 1402, dieser ungeheuere Komet, der selbst
bei Tage ganz nahe bei der Sonne sichtbar war, dessen Schweif uns
die Schriftsteller grösser beschreiben, als ihn je ein Komet gehabt hat,
wird doch wohl unmöglich den kleinen Kometen von 1661 vorstellen
können, man mag die Zeit seines Periheliums voraussetzen, wenn man
OU.ers 1 17
2.58 Kometen.
will. Denn der Komet von 1G61 kann auch unter den glücklichsten
Umständen nach Herrn Pkospekix's Berechnung der Erde nie näher
kommen, als = 0,4237. Der kleinste mögliche Abstand des Kometen
von 1532 nach seinem Perihelio ist noch grösser, = 0,4806 (wobei Herr
Prospeeix die HALLEv'schen Elemente zum Grunde gelegt hat), ein
Abstand, der von dem, den er lOiil wirklich hatte, so gar verschieden
nicht ist, um seine scheinbare Grösse so ganz ausserordentlich zu ver-
ändern. Zudem kann der Komet diesen kleinsten Abstand nur am Ende
des Aprils haben, 1402 erschien er aber am 19., 20. und 21. März am
grössten. Wir können also sicher schliessen, dass der erste Komet von
1402 nicht der von 1601 gewesen sein könne, bei dem zweiten in diesem
Jahre gesehenen fällt ohnedem alle Wahrscheinlichkeit weg (Pingbe,
Cometographie, Tom. II, p. 133), und so zeigt sicli im Gegentheil, dass
127 bis 130 Jahre vor dem Kometen von 1532 keiner gesehen sei, der
mit ihm AehnUchkeit hatte.
Jenen ersten Kometen von 1402 wollte ich viel lieber, wenn anders
auf solche missliche Vergleichungen zu bauen wäre, mit Hiorter, dessen
vortreffliche Abhandlungen Herrn Pingre ganz unbekannt geblieben sind,
für den von 1744 halten, dem er doch viel ähnlicher bleibt; Hiorter
findet auch, dass die dadurch bestimmte Periode von 343 Jahren für
den Kometen von 1744 auf viele ältere Kometen treffe, welches ich
liier nur anführe, um zu zeigen, wie wenig man auf solche Gründe trauen
dürfe; und so will icli mich auch nicht damit aufhalten, die übrigen
angeblichen älteren Erscheinungen des Kometen von 1661 zu unter-
suchen.
So glaube ich also berechtigt zu sein, die Kometen von 1532 und
1661 für ganz verschieden zu halten. Es stimmen ja mehrere Kometen
fast in allen Stücken ihrer Bahn, ein einziges ausgenommen, überein,
ohne deswegen dieselben zu sein, z. E. der von 1699 und der von
1742. Bei diesen Kometen macht die Länge des Sh, bei unseren die
Entfernung der Sonnennähe den einzigen beträchtlichen Unterschied aus.
Auch diese beiden Kometen hat ein berühmter französischer Astronom,
gewiss sehr mit Unrecht, für einerlei halten wollen. Wir müssen vor-
sichtig in Ansehung der Voraussagung der Kometen werden, um die
Sternkunde nicht den Vorwürfen Unwissender auszusetzen, und so un-
geduldig wir auch immer wünschen mögen, bald die Bahn mehrerer
Kometen völlig kennen zu lernen, so darf uns dies doch nicht zu über-
eilten Schlüssen verleiten. Da von allen Kometen dieses Jahrhunderts,
ausser dem von 1759 sich hein einziger unter den vorher berechneten
befindet, so wird man nach und nach einsehen lernen, dass dieser eine
seltene Ausnahme macht, weil seine Periode nur 76 Jahre beträgt, und
dass alle übrigen mehr als 200 Jahre zu iliren Umlaufen gebrauchen, ja,
31. üeber den Kometen von 1795.
259
dass es nur sehr wenige sein können, die diese Periode nicht beträcht-
lich überschreiten.
Genug, es bleibt mehr als unwahrscheinlich, dass wir den Kometen
von 11361 im Jahr 1789 wiedersehen werden. Wenn man es nicht mit
völliger Gewissheit verneinen kann, so liegt dies blos in den mangel-
haften und unzuverlässigen Nachrichten, die wir von dem Kometen von
1532 haben. Vielleicht waren Apian's Beobachtungen noch weit unvoll-
kommener, als ich vorausgesetzt habe; vielleicht schwächte nur trüber,
dunstiger Himmel das Ansehen des Kometen von 1661 so sehr; viel-
leicht ist der Komet von 1532 lange vor dem 4. December unsichtbar
geworden, obgleich Fracastor wiederholt versichert, ihn noch an diesem
Tage gesehen zu haben; lauter Voraussetzungen, die wenigstens möglich
bleiben, wenn sie gleich nicht glaublich scheinen sollten. Will man sie
annehmen, so werden freilich viele meiner oben augeführten Gründe
zum Theil ihre Beweiskraft verlieren. Dies kann ich gern dahin ge-
stellt sein lassen, da die Erfahrung sehr bald darüber entscheiden värä ;
aber wichtig schien es mir doch zur Ehre der Sternkunde zu sein, zu
zeigen, wie ungewiss und unwahrscheinlich die Wiedererscheinung dieses
Kometen in den nächsten beiden Jahren ist, und dass es kein Fehler
dieser erhabenen Wissenschaft sei, wenn eine Voraussagung nicht ein-
treffen sollte, die billig die Astronomen nie als so zuverlässig hätten
vortragen sollen.
31. Ueber den Kometen von 1795.
[Astronomisches Jahrtuch für 1814, S. 169 — 172.]
Die Bahn des Kometen von 1795 ist bisher sehr unzuverlässig
bestimmt, und unter den für diesen Kometen berechneten Elementen
findet eine grosse Verschiedenheit Statt. Hier sind die vier bekannt
gewordenen Angaben:
Zeit (1. Perihels NeigTing Länge der Abstand d.
Mittl. Par. Zeit L.ange d. ^ d. Bahn 0Nälie QNälie Beobachter
Dec. 14. 19h 9'Ö0" 0= 1« 6' .50" 24" 42' 27" .5s 15» 34' 24" 0,215 058 5 Prospeein
„ 1.5. ist .39' 11s 130 23' 90» 3' 0" .5s 7" 37' 0" 0,2.58 Bouvabd
„ 15. Oh 15' 33" 11s 29» 11' 4.5" 24» 16' 4.5" .5s 13» .36' 40" 0,226 62 von Zach
„ 1.5. 8h 29' .50" 11s 23» 14' o" 22» 10' 0" 5s 10» 29' 0" 0,243 79 Olbers
Prosperin's Elemente sind völlig auszuschliessen. Sie gründen sich
auf drei Beobachtungen des Herrn Bode, vom 11., 18. und 24. Novembei-,
die ihm dieser damals nur in Viertelgraden mitgetheilt hatte.
17*
260 Kometen.
Herr Boi-vart) hat seine eigenen, wie La Lande sagt, sehr dürftigen,
und die deutschen, wahrscheinlich die BoDE'schen Beobachtungen ge-
braucht.
Herr von Zach hat die Rechnung nach La Place's Methode vor-
genommen, und dabei vier Beobachtungen von Herrn Bobe, vom 13.,
15., 18. und 22. November und drei Beobachtungen von mir, vom 21.,
22. und 27. November in Betrachtung gezogen.
Bei meiner Bestimmung liegt die Beobachtung des Herrn Bode
vom 13. November und meine beiden Beobachtungen vom 21. und
27. November zum Grunde.
Die Haui)tursache der Verschiedenheit zwischen den von Herrn
VON Zach und mir herausgebrachten Elementen liegt wohl in der Be-
obachtung vom 13. November, die wir sehr verschieden angenommen haben.
Ich hatte sie aus den Zeitungen entlehnt, wo sie so augegeben war:
Nov. 13. 8^ 57' wahre Berliner Zeit.
Gerade Aufsteigung = 282« 28' 36"
NördUche Deklination = 28'^ 29' 41".
Daraus hatte ich berechnet:
Nov. 13. S^ 23' mittlere Bremer Zeit.
Länge . . . . = 9M7» 38' 18"
Nördliche Breite = 51" II' 57".
Herr von Zach hingegen hat aus den ihm mitgetheilten Angaben
für eine Zeit, die mit 8'' 25' mittlerer Bremer Zeit übereinkommt, ge-
funden:
Länge . . . . = 9M7" 42' 45"
Nördliche Breite = 51" 81' 47".
Begierig, diese Ungewissheit bei einer für die Bestinunung der
Bahn des Kometen so wichtigen Beobachtung zu heben, wandte ich
mich an den Herrn Professor Bode selbst, und mein würdiger Freund
hatte nach seiner gewohnten (iüte sogleich die Gefälligkeit, mir seine
Original-Beobachtungen vom 13. November 1795 zu schicken. Herr
Professor Bode hatte den Kometen an diesem Tage drei Mal am Kreis-
mikrometer mit No. 2 im Sdiwan verglichen. Die di-ei Beobachtungen
stimmten vortrefflich überein, und aus ihnen folgte im Mittel, Piazzi's
Angaben für den Stern angenommen, mit gehöriger Eücksicht auf
Aberration und Nutation:
1795 Nov. 13. 8"' 39' 19" mittlere Berliner Zeit.
Scheinb. ,4. R. = 282" 29' 44"
Nördl. Deklin. = 28" 39' 54".
31. Ueljer den Kometen you 179"). 261
Diese Ortsbestinimung ist also vou beiden, die Herr vox Zach und
ich angenommen hatten, bedeutend verschieden, und schon dadurch würde
eine neue Berechnung der Bahn des Kometen nüthig werden. Aber
noch wichtiger ist es, dass man bisher die englischen Beobachtungen
gar nicht dabei zn Rath gezogen hat. Miss Caroline Herschel hatte
nämlich diesen Kometen schon am 7. November entdeckt, und ihr be-
rühmter Bruder hat vom 7. an mehrere Oerter des Kometen durch
Schätzung zu bestimmen gesucht. Schon diese Schätzungen, obgleich
sie nicht sehr genau sein können, und wirklich, wie mich eine sorg-
fältige Prüfung gelehrt hat, nicht sehr genau sind, würden zur Be-
stimmung der Bahn des Kometen nützlich sein. Allein am 9. November
um Sl"" 59' Sternzeit war der Komet central über einem kleinen Doppel-
stern, der No. 15 Cijfjni nördlich folgt. Herr Maskeltne hat die Posi-
tion dieses kleinen Sterns bestimmt. Er folgte 17|" in Zeit auf No. 15
und war 7' 52" nördlicher. Daraus habe ich, den Ort des Sterns aus
PiAzzi genommen, für den Kometen gefunden:
1795 Nov. 9. 7'' 39' 13" mittlere Berliner Zeit.
Scheinb. A. R. = 294» 17' 38,4"
Nördl. Deklin. = 37" 0' 22,3".
Herr Maskelyne selbst hat nachher unseren Kometen drei Mal, am
20., 21. und 24. November beobachtet, aber ich habe von diesen Be-
obachtungen keinen Gebrauch machen können. Gewiss sind die Be-
obachtungen an sich sehr gut, aber die Position der kleinen Sterne, mit
denen der Komet verglichen wurde, scheint nur sehr beiläufig und wahr-
scheinlich irrig angegeben zu sein: Maskelyne's nach diesen Positionen
reducirte Beobachtungen wollen durchaus mit den übrigen nicht stimmen.
Weder den am 20., noch den am 24. November verglichenen Stern
habe ich in der Histoire Celeste finden können; der am 21. November
gebrauchte Stern ist aber höchst wahrscheinlich derjenige, der nach
p. 88 der Histoire Celeste den dritten Faden um 17'" 48' 4" unter der
Zenith-Distanz 36" 9' 0" passirte. Allein, dann hatte dieser Stern
21,6" in Zeit mehr Rektascension, und 1' 9" weniger Deklination, als
Maskelyne für ihn angiebt. Wenn man die Identität dieser Sterne
voraussetzt, und ihn nach der Histoire Celeste reducirt, so stimmt
Maskelyne's Beobachtung vom 21. November sehr gut mit meiner von
demselben Tage, die sonst nicht mit einander bestehen könnten.
Ich habe die Bahn des Kometen zwei Mal berechnet, indem ich
Hebschel's Beobachtung vom 9. November und meine vom 27. November
I. mit Herrn Bode's Beobachtung vom 13. November und II. mit der
Beobachtung eben dieses Astronomen vom 18. November kombinirte und
dadurch gefunden:
262 Kometen.
I.
Zeit der ©Nähe 1795 Dec. 15. 9" 52' 26" mittl. Par. Zeit.
Abstand in der ONähe = 0,245 21
Länge des fl, . . . . = IP 21« 15' 56"
Neigung der Bahn . . = 21M5' 11"
Länge der 0Nähe . . = 5^ 10° 21' 14"
Die Bewegung rechtläufig.
IL
Zeit der Nähe 1795 Dec. 15. 9^ 2' 2" mittl. Par. Zeit.
Abstand in der O Nähe = 0,244 Ol
Länge des ft .... = IP 21» 58' 47"
Neigung der Bahn . . = 21» 56' 2"
Länge der Nähe . . = 5^ 9° 53' 26"
Die Bewegung rechtläufig.
Mir scheint, wegen der guten Beobachtung vom 13. November, die
unter I. angegebene Bahn am mehrsten Zutrauen zu verdienen. Der
Unterschied zwischen beiden ist indessen unerheblich, und bei den im
Ganzen wenig genauen Beobachtungen dieses Kometen würde es durch-
aus die Mühe nicht belohnen, wenn man die Elemente der AöUigen
Reihe derselben noch schärfer ani)assen wollte.
32. Comete P(5rioilique qui a pariie eii 1818—1819.
(v. Zach, Correspondance astronotnique, Vol. U, Heft G, S. 600—609. Juui 1819.)
Aprfes tollt ce que uoius avons expose, page 496, dans uotre cahier precedent sur
cette comete, decouverte par M. Pons ä Marseille vers la fin du mois de uovemlire
de rannce passee, il n'existe plus de doute sur sou identite avee celle qui a parue
en 1805. II ne reste plus qu'ä confirnier la conjecture que M. Olbers avait fonnÄ
que la comete de l'an 179"> pouvait fort l)ien (-tre encore le meine astre. Voiei de
quelle manicre ce sraud astronome s'expliquc lui-meme sur ce sujet:
„La revolution de 1207 jours, jette quelques soup^'ons sur la comöte
de l'an 1795, et eile jiourrait bien etre la nu'me que celle de 1805 et
1818. II est vrai, les elemens de son orbitc ditferent considerablement
de deux autres, cependant on y entrevoit toujours quelque ressemblance.
La comute de 1795 n'a etc observee que pendant 18 jours, et les obser-
vations sont peu exactes. Peut-etre pourrait-on, en admettant des erreurs
tr6s-vraisemblables, trouver encore une orbite elliptique de 1200 jours.
32. Comete Periodique qui a parue eu 1818—1819. 263
Si la comete de 1805 arrivait le 21 decembre 1795 ä son perihelie. eile
pi-endrait exactemeut la meme raarche qu'on a observe ä la comete de
1795. En supposant meme, que cet astre fut un autre, il aurait tou-
jours du t'tre fort pres de cette comete, et considerant encore qu'il
devait paraitre avec quelque eclat, il aurait ete impossible qu'on ne
l'eut apperc^u. Je dois toutefois ajoiiter, que l'aspect exterieur de la
comete de 1795 m'a paru tout autre que celui de la comete de 1805."
M. Obleks avait ecrit ces reflexious le 18 mai, mais .sis jours apres, il les con-
firma par le calcnl, dans iine lettre ecrite le 24 du meme mois, dans laquelle il
aiinoni;a sa deeouverte d'nne quatrieme apparition de cette comete, en 1786. Voici
comme il s'exprime dans cette lettre:
„Je n'ai plus de doute sur l'identite des cometes de 1795, 1805
et 1818. Pour le prouver clairement, j'ai suppose au hazard:
Perihel. 1795. Dec.21. h. 5; 9^ = 58° 2'; log« = 0,344; ft = 334" 15';
i = 13» 36'; -T — «, = 182° 30'; u = 1081 jours.
Avec ces elemens j'ai obtenu par un calcul, dans lequel je n'ai point
mis la derniere ri^ueur, les resultats suivans:
Longitudes
Latitudes
Er
reurs
1795
observees calculees
observ.
calcul.
en long.
en latit.
Nov. 9
10^ 07" 31' 10^ 07" 41'
57° 21'
57° 40'
+ 10'
+ 19'
„ 21
8^ 25° 21' 8' 25° 25'
36° 15'
36° 24'
+ 4'
+ 9'
„ 27
8» 16° 25' 8' 16° 26'
26° 06'
26° 00'
+ 1'
— 6'
Outre cela, je crois avoir fait la deeouverte d'une autre apparition de
cette comete. Le 17 Janvier 1786, Mechain decouvrit une comete, que
Messier observa le 19. II a ete impossible de faire d'autres obser-
vations. M. Bueckhaedt qui nous les communique dans la Connaissance
des tems pour 1819, cherche d'apres une supposition arbitraire sur la
distance de la comete de la terre, ä determiuer ä-peu-pres la position,
et les dimensions de cette orbite, mais comme il a confondu le nceiid
descendant avec le noeud ascendant, il est tombe dans des conclusions
fausses. J'ai suppose ä cette comete les memes elemens qu'ä celle de
l'an 1795, je n'ai change que le lieu de nrjeud 334° 8'. J'ai suppose
ensuite la vraie anomalie dans la seconde Observation — 65° 0', d'ou
j'ai conclu Celle de la premiere Observation — 71° 48'. Les logarithmes
de deux rayons-vecteurs 9,658 56 et 9,689 67. Le perihelie 1786 janvier
80 et 95, ce qui m'a donne pour les deux observa tions les resultats suivans:
Longituilo Latitudes En eurs
1786 observees calculees observees calculees en long. en lat.
Janv.l7 321° 36' 321° 46' 9° 38' 9" 37' +10' —1'
„ 19 319° 02' 319° 15' 8° 40' 8° 39' + 13' — 1'
II est clair, que ces erreurs disparaitraient presque totalement si Ton
diminuait un peu l'anomalie vraie dans la seconde Observation, et que
2(54 Kometen.
par consequent ou reculat uii peu Tinstant du perihelie. En ce cas,
nous aurions quatre apparitions de cette comete, daus l'espace de trente-
trois aus, daus lequel eile aurait fait dix revolutions. Je pense, que
c'est plus que süffisant pour en determiner Torbite avec une graude
certitude.''
(603) M. Olbeks n'attache pas un grand prix k ses propres ob-
servations i)arceque c'etaient les preniieres, qu'il avait fait au micro-
nietre circulaire.
(608) Certains astronomes ont reves, nous ne savons pas pourciuoi,
une Periode de treize ans, dont ils ont gratifie la comete qui en a une
de trois ans et demi. II n'en a jamais ete question parmi les astro-
nomes allemauds, qui sont pourtant ceux, qui ont remarque les premiers
le retour de cette comöte; c'est ä M. Olbebs qu'on doit cette heureuse
decouverte. La seule incertitude qui regnait au commencemeut ä ce
sujet, etait, si entre les annees 1805 et 1818, la comete avait fait trois
ou quatre revolutions. Ce doute est completement leve ä present.
M. Olbeks a encore fait des reflexious tres-importantes sur cette
singuliere comete: „la Revolution de 1207 jours (dit-il) explique main-
tenant fort-bien, pourquoi on n'a pu voir cette comete dans les annees
de son retour en 1809, 1812 et 1815, oü son passage au perihelie
tombait environ au 11 mars, 27 juin, 14 octobre. En 1809 et 1815,
on Taurait bien pu appercevoir ä la rigueur; mais en 1809, on ne
pouvait la voir, que fort peu de tems avant son perihelie, et en 1815,
eile ne pouvait etre fort brillante. C'est dommage qu'ä son prochain
retour (eile arrivera k son perihelie vers le milieu du mois de mai
1822), les observations seront tres-difficiles a faire dans nos parages
septentrionaux.
De toutes les planetes, cette comete approche le plus, et tres-con-
siderablement de Mercure. Je n'ai pas calcule de combien, mais je
crois que dans les calculs de perturbations, il sera souvent necessaire,
d'avoir egard k la positiou reciproque de ces deux corps Celestes. La
relation de leurs orbites, comme eile a et6 jadis, comme eile Test ä
present, et comme eile le sera ä l'avenir, merite sous le rapport cos-
mogonique, une recherche toute particuliere. Peut-etre pourra-t-on
donner une ex|)]ication iiouniuoi cette comete sVst montree sous des
formes si differentes, jiourquui en 1795 eile n'avait ni queue ni noyau,
et qu'en 1805 eile avait une queue, et paraissait avoir un noyau. J'ai
dejä quelque soup^on lä-dessus."
;. Vehtx die im November 1795 uud April 1796 erschienenen Kometen. 265
33
33. Teber die im XoTember 1795 imd April 1796 erscliienenen
Kometen.
[Astronomisclies Jahrbuch für 1799. S. 100—107,]"
Man erfuhr aus den Zeitungen, dass auf der Berliner Sternwarte
am 11. November 1795 ein Komet zwischen der Leyer und dem Halse
des Schicans entdeckt woi'den. Am 19. November bei dunstiger wolkiger
Luft sah ich mich nach diesem Kometen um, und fand ihn gegen 6 Uhr
Abends nicht weit von No. 93 Herlndes. Die gar zu neblige Luft ver-
stattete keine regelmässige Beobachtung, und ich konnte blos seine
Lage beiläufig schätzen. Er hatte etwa 296f " gerade Aufsteigung und
161" nördliche Abweichung.
Den 20. November war die Witterung eben so wenig günstig. Er
stand nun unter No. 93 Herkules in 268" gerade Aufsteigung mit 14|°
nördliche Abweichung.
Am 21. November gegen 7 Uhr Abends klärte sich das Wetter sehr
schön auf; allein der Komet vertrug die Erleuchtung der feinen Fäden
meines Mikrometers nicht wohl, und da er schon niedrig am Horizonte
stand, so wählte ich lieber, um etwas zu thun, die Methode, ihn ver-
mittelst des sehr regelmässigen kreisförmigen Gesichtsfeldes meines
achromatischen Fernrohrs, das 37' 20" im Durchmesser hat, mit den
Sternen zu vergleichen, auf deren Parallel er war. Dieselbe Methode
habe ich auch die folgenden Abende angewandt, wo man keine Zeit
zu weitläufigen Zurüstungen hatte, weil der Himmel nur immer auf
kurze Zwischenzeiten heiter war. Folgendes ist das Resultat dieser
Beobachtungen:
Stern
, mit dem
Bremer wahre
Gerade Aufsteig.
Nördliche
der Komet ver-
Zeit
des Kometen
Abweichung-
glichen worden
Nov. 21. 7" 19V
266" 9' 24"
12" .50'
43"
a
Oph.
7° 44''
266" 8' 27"
12" 44'
32"
a
Oph.
Nov. 22. 6» 36'
264" 36' 58"
11" 6'
18"
M
Herk.
Nov. 23. 5" 45'
263" 8' 45"
9" 24'
59"
53
Oph.
5" 59'
263" 7' 37"
9" 24'
17"
53
Oph.
6" 17'
263" 6' 44"
9" 23'
1"
53
Oph.
Nov. 26. 6» 7'
259" 1' 10"
4" 40'
54"
a
Oph.
6" 11'
259" 1' 30"
4" 40'
53"
Oph.
Nov. 27. 5" 35'
257" 48' 29"
3" 11'
17"
61
Oph.
5» 35'
257" 48' 30"
3" 11'
4"
7
Oph.
Am 28. November verhinderten Geschäfte die Beobachtung; am 29.
sah ich den Kometen, und fing eine Beobachtung an, allein 'S^'olken
unterbrachen sie. Nach dem 29. war es anhaltend trübe.
26(3 Kometen.
Hier sind die Oerter der Sterne, wie ich sie bei Bestimmung des
Ortes des Kometen angewandt habe:
a Oph. Ger. Aufst. 2610 21' 47" Nördl. Abweich. 12« 43' 18"
w Herk. ,. „ 257« 16' 16" ,. ,. 11« 7' 1"
261" 12' 41" „ „ 9« 45' 22"
2590 6' 2" ,, „ 4" 20' 25"
263 34' 49" „ „ 2» 42' 57"
264» 25' 12" , „ 2" 48' 16"
53 Oph. „
o Oph. ,,
61 Oph.
7 Oph.
Bei der ersten Beobachtung ist die Deklination gewiss fehlerhaft.
Auch traue ich der Deklination vom 22. November nicht recht, weil mir
die Abweichung von co Herkules selbst etwas verdächtig ist. Die Be-
obachtungen vom 23. November sind gut. Der Komet stand an diesem
Tage nahe unter einem Stern siebenter Grösse, der in den Verzeich-
nissen fehlt, und dessen Lage durch Vergleichung mit dem 53. Stern
gefunden wurde:
Gerade Aufsteigung = 263 « 9' 2",
Abweichung = 9" 30' 45" nördl.
Beim Stern o Ophiiichi weicht Hev-el sehr von Fl-oisteed ab,
auch war der Komet am 26. November sehr niedrig. Die Beobachtung
des 27. scheint mir gut. No. 61 Ophiuchi ist ein Doppelstern: die
beiden Sterne stehen etwa 40" von einander ab.
Man sieht, dass ich auf Aberration und Nutation keine Rücksicht
genommen habe, selbst die Kefi-aktion ist nicht mit in Rechnung ge-
zogen Avorden. Der Komet war rund, aber schlecht begrenzt, ohne
deutlichen Kern, am 21. November etwa 3' im Durchmesser. Dies
hinderte eine grosse Schärfe in den Beobachtungen, und deswegen
schienen jene kleinen Reduktionen kaum die Mühe, die ihre Berechnung
erfordert haben würde, zu belohnen.
Die wahre Bahn des Kometen habe ich aus der Beobachtung des
Herrn Bodk vom 13. November, und meinen Beobachtungen vom 21.
und 27. November so bestimmt:
Zeit der O Nähe 1795 Dec. 15. 9'' 14' mittl. Berliner Zeit.
Länge des ft . . . . -=11^ 23° 14'
Neigung der Bahn . . = 22** 10'
Länge der Sonnennähe = 5^0" 29'
Abstand der O Nähe . = 0,243 79.
Die Bewegung rechtläufig.
Man hätte den Kometen schon vor dem 11. November und vielleicht
mit blossen Augen sehen können. Nach seiner o mit der im Deceniber
konnte er sich des Morgens nicht zeigen, denn ich finde am (>. December
33. Ueber die im November 1795 uml April 1796 erscliieneueu Kometen. 267
Morgens seine Länge = 8" 47' /, die Breite = 13^ 38' nördl.; die Sonne
war in 14** 8' /. Seine scheinbare rückläufige Bewegung wurde bald
darauf immer langsamer, und dann rechtläufig, so dass er den 15. De-
cember 9" 14' Abends zur Zeit des Periheliums in 9" 36' / mit I'' 28'
nördlicher Breite stand: nur etwa 144^** von der Sonne. Sonst hätte
der Komet wohl im December des Morgens einen Schweif zeigen müssen,
wovon im November keine Spur war. Mir ist es wenigstens unwahr-
scheinlich, dass ein der Sonne so nahe kommender Komet sollte schweif-
los geblieben sein.
Der Komet stand nach meiner Berechnung von der Erde den
13. November 0,339 2; den 23. 0,422 6; den 5. December 0,638 8 und
den 15. December 0,770 8. Dies dient zur Beurtheilung seiner wahren
und scheinbaren Grösse, da seine zunehmende Entfernung von der Erde
durch seine Annäherung zur Sonne, die sein Licht lebhafter machte,
gewissermaassen kompensirt wurde.
Am 31. März 1796 um 11 Uhr Abends entdeckte ich zufällig mit
einem achromatischen, von Herrn Hofmann in Leipzig verfertigten vor-
treiflichen Kometensucher unter der Kornähre nahe bei No. 69 ii]) etwas
Nebliges. Ich richtete sogleich meinen 5füssigen Dollond (74 mal. Vergr.)
auf diese Gegend und sah einen runden, schlechtbegrenzten, in der Mitte
merklich helleren Nebelfleck, etwas mehr als 1' im Durchmesser. Ich
verglich ihn vermittelst des Feldes meines Sehrohrs, das ich wie ein
Mikrometer brauchte, mit No. 69 ii]) und fand bald aus seiner merklichen
Bewegung in der geraden Aufsteigung, dass dieser Nebelfleck ein Komet
sei. Er wurde fünf Mal mit No. 69 iij) verglichen.
Am 1. April berichtigte ich meine Uhr durch einige des Morgens
genommene O Höhen. Abends gegen 8f Uhr fand ich schon den Kometen,
ob er gleich noch sehr niedrig stand. Um 8 Uhr 55' wahre Zeit be-
deckte er einen Stern siebenter Grösse, der auf No. 53 irp südlich folgt.
Das Licht des Sterns wurde dadurch nur unmerklich geschwächt. Der
Komet war übrigens sehr blass; doch wie er höher herauf kam, und
von dem vorher bedeckten Sterne entfernter war, blickte zuweilen deut-
lich ein kleiner Kern durch. An eine Erleuchtung der Mikrometerfäden
war gar nicht zu denken. Ich blieb also bei der vorigen Beobachtungs-
methode, bemei'kte die Zeiten der Eintritte und Austritte des Kometen
und No. 53 np in das Feld meines sehr fest stehenden Sehrohrs, und
berechnete daraus nach bekannter Art die Unterschiede der Rektascen-
sion und Deklination. Der Komet wurde vier Mal mit No. 53 u\^ ver-
ghchen, und das Mittel aus allen vier Vergleichungen enthält die unten
folgende Tafel.
Am 2. war es wolkig. Ich sah den Kometen, aber eine Beobach-
tung war nicht möglich.
268 Kometeu.
Am 3. wurtle der Komet bei heiterer Luft vier Mal mit No. Gl
und C)3 111' veroflichen.
Am 4. Morgens wurde die Uhr wieder durch eine Menge Sonnen-
höhen, die Herr Senator Gildemeistee zu nehmen die Güte hatte,
berichtigt, Abends war es ungemein heiter. Der Komet hatte an
Licht und Grösse wenig oder gar nicht zugenommen. Ich konnte ilin
nur drei Mal mit No. Gl np vergleichen.
Auch am 5. war es sehr heiter. Der Komet wurde drei Mal mit
No. 54 und Gl np verglichen. Die Beobachtungen stimmten aber nicht
so gut überein, als an den vorigen Tagen, so dass der Ort des Kometen
etwas zweifelhaft blieb.
Am G. wolkig. Der Komet in den heiteren Zwischenräumen noch
gut zu sehen, aber keine Beobachtung möglich.
Am 7. war es nicht recht heiter, und trübe Dünste unterbrachen oft
die Beobachtung. Doch wurde der Komet zehn Mal mit dem 31. Stern
im Becher verglichen, dem er ziemlich nahe stand. Die Menge der
Beobachtungen wird das Mittel genau genug machen, ob sich gleich bei
der Reduktion unter ihnen selbst, wahrscheinlich der Witterung wegen,
einige kleine Unregelmässigkeiten zeigten. Am 8. ganz bedeckte Luft.
Am i). vorzüglich heiter. Der Komet hatte schon merklich au
Licht und Grösse abgenommen. Da sich nahe bei ihm kein kenntlicher
Stern seinem Parallel nahe genug befand, konnte ich ihn nur einmal
mit No. 55 np vergleichen. Die Beobachtung schien mir übrigens gut.
Am 10. war die Witterung nicht günstig. Am 11. konnte ich den
Kometen erst um 11 Uhr Abends aufsuchen. Ich sah ihn recht gut,
allein es folgte kein kenntlicher Stern seinem Parallel nahe genug, um
ihn damit vergleichen zu können.
Am 12. war der Komet des Mondscheins unerachtet nocli deutlich
zu sehen, und ich konnte ihn drei Mal mit No. 3G im Becher vergleichen.
Am 13. war es trübe.
Am 14. fand ich den Kometen bei dem hellen Mondscheine mir mit
vieler Mühe. Er war äusserst schwach, so dass man seine Ein- und
Austritte in das Sehrohrfeld nur sehr ungewiss erkennen konnte. Ich
verglich ihn drei Mal mit einem teleskopischen Stern, der meiner (nicht
ganz zuverlässigen) Beobachtung zu P'olge No. 36 im Becher 21" in Zeit
vorgeht, und 28' 33" südlicher ist. Die heutige Ortsbestimmung des
Kometen war also nur sehr beiläufig.
Das zunehmende Mondlicht und das äusserst schwache Ansehen
des Kometen in der letzten Beobachtung benahmen mir alle Hutfnung,
ihn ferner zu sehen. Am 23. suchte ich ihn. da der Mond noch nicht
aufgegangen war, vergeblich.
Um die geraden Aufsteigungen und Abweichungen der Sterne, mit
33. Ueber die im November 1795 iiud April 1796 erschienenen Kometen. 269
denen ich den Kometen verglichen hatte, genau zu haben, wandte ich
mich an den Herrn Oberstwachtnieister vox Zach, und dieser gi-osse
Astronom hatte sogleich die Güte, mir die Ortsbestimmungen aller vor-
hergenannten Sterne nach seinen eigenen Beobachtungen mitzutheilen.
Nur dadurch wurde ich in den Stand gesetzt, die Oerter des Kometen
mit einiger Zuverlässigkeit angeben zu können. Fl.uistf.ed's Bestim-
mungen sind zum Theil sehr fehlerhaft, und selbst Matee weicht in
dieser Gegend des Himmels mehr als gewöhnlich von der Wahrheit ab.
Dieser Komet ist zuverlässig einer der kleinsten und unansehn-
lichsten, die man je beobachtet hat. Sein Licht war selbst im Anfange
des Aprils so schwach, dass man das Auge erst etwas im Dunkeln aus-
ruhen lassen musste, wenn man ihn im Fernrohr deutlich sehen wollte.
An die Schwierigkeiten, die ein so blasser Gegenstand dem Beobachter
macht, muss man denken, wenn man die folgenden Beobachtungen billig
beurtheilen will. Am 5. und 7. April schien zuweilen gegen Nordost
sich etwas matter Lichtschimmer auszubreiten, welches wahrscheinlich
Spuren eines kleinen, von dem Körper selbst grösstentheils verdeckten
Schweifs waren. Ein kleiner Kern blickte oft deutlich durch, wovon
bei dem viel grösseren und helleren Kometen des Novembers vom vorigen
Jahre nichts zu sehen war.
Scheinbare gerade Scheinbare südliche
Aufsteigung. Abweichung.
198" 25' 46" 140 51' 59"
1950 35' 9" 150 31' 57"
189° 29' 45" 16" 42' 55"
186» 26' 22" 17« 14' 42"
183» 23' 58" 170 42' 7"
1770 19' 12" 18« 34' 25"
171° 52' 53" 19" 6' 19"
164» 1' 40" 19» 34' 23"
159» 36' 54" 19» 37' 22"
Herr Oberamtmann Scheötee fand auf meine Anzeige den Kometen
schon am 1. April und hat ihn bis zum 11. beobachtet.
Die wahre Bahn dieses Kometen habe ich aus den Beobachtungen
vom 31. März, 7. und 12. April nach einer leichten Methode berechnet
und gefunden:
Zeit der Sonnennähe 1796 April 2. 20'' 22' 57" Bremer mittl. Zeit.
Länge des ft = 0^ 17» 2' 16"
Neigung der Bahn . . . = 64» 54' 33"
Länge der Sonnennähe . = 6^ 12» 44' 13"
Abstand der Sonnennähe . = 1,578 16.
Die Bewegung rückläufig.
Bremei
• mittlere
Zeit.
März 31.
121^ 35'
22"
April 1.
10" 51'
54"
„ 3.
10'' 25'
45"
„ 4.
9" 54'
43"
5.
10" 1'
4"
r, 7.
10" 29'
47"
„ 9.
8'' 43'
41"
„ 12.
9" 43'
3"
,. 14.
TT nt
9" 2'
28"
C
270 Kometen. •
Herr Hesse, ein hiesiger sehr geschickter Liebhaber der Stern-
kunde, der sich selbst mit astronomischen Beobachtungen beschäftigt,
und mit einigen guten Instrumenten versehen ist, hatte die Güte, aus
obigen Rektascensionen und Deklinationen die scheinbaren Längen und
Breiten abzuleiten. Aus den eben gegebenen Elementen habe ich sie
zur Vergleichung selbst berechnet, allein bei den berechneten ist die
Aberration noch nicht mitgenommen, die beobachteten sind aber aller-
dings noch mit der Aberration behaftet. Die Nutation ist bei beiden.
Fehler
Tage
Beob. Länge
Beob. Breite
Ber. Länge
Ber. Breite
(1. Länge
fl. Breite
März 31.
6s 22» 38' 26"
6» 31' 35"
6s
22» 38' 32"
6» 31' 34"
-f 0' 6"
-0' 1"
April 1.
20» 20' 36"
8» 11' 43"
20» 21' 7"
8» 9' 38"
-f 0' 31"
-2' .V
. 3.
15 »21' 34"
•11 »35' 23"
15" 21' 45"
11 »35' 52"
-f O'll"
+ 0' 29"
.. 4.
12» 50' 25"
13» 15' 18"
12» 52' 5"
13» 15' 28"
+ 1'40"
-f 0' 10"
„ 5.
10" 18' 17"
14» 51' 27"
10» 18' 11"
14» 54' 57"
— 0' 6"
-f 3' 30"
,: 7.
5« 12' 8"
18» 2' 56"
5» 11' 36"
ISO i'49"
- 0' 27"
_]' 7"
. 9-
0« 29' 10"
20» 41' 37"
0»29'52"
20» 39' 38"
-f 0' 42"
- 1' 59"
. 12.
5s 23» 25' 29"
24" 14' 21"
5s
23» 24' 39"
24» 14' 52"
- 0' 50"
+ 0' 31"
„ 14.
19» 16' 32"
26» 1'17"
19" 13' 4"
26" 7' 0"
— 3' 28"
-f 5'43"
Die letzte ganz ungewisse und die Breite bei der etwas zweifel-
haften Beobachtung vom 5. ausgenommen, stimmen die übrigen ganz
gut mit den Elementen überein, die indessen billig noch einmal rekti-
ficirt, und dabei auf die Aberration gehörige Rücksicht genommen werden
müssen, wozu es mir aber jetzt durchaus an Zeit fehlt. Es ist nur
noch zu erinnern, dass, da der Komet aus der Sonne gesehen, zwischen
dem 31. März und dem 1. April nur einen Bogen von etwa 8f** durch-
laufen hat, und während der Zeit durch sein Perihelium gegangen ist,
vorzüglich Länge und Zeit des Periheliums sehr unsiclier zu bestimmen
sind. Hingegen lässt sich die Länge des Knotens am genauesten angeben.
Dieser Komet, der 85. unter den berechneten, gehört zu den seltener
beobachteten, die auch in ihrer Sonnennähe noch so weit von der Sonne
entfernt bleiben. Sein Perihelium fällt eben innerhalb der Marsbahn,
und nur die Kometen von 1729 und 1746 haben einen grösseren Abstand
in der Sonnennälie. Es war glücklicher Zufall, dass er diesmal in seiner
Sonnennähe zugleich seiner Opposition und also der Erde so nahe war,
als er ihr nur immer kommen kann. Da er nun doch so klein und
unscheinbar blieb, so kann er oft zur Sonne zurückkehren, oline dass
diese Umstände zusammentreffen, und dann wird er den Ph-dbewohnem
unsichtl)ar bleiben. So wird die Nachwelt vielleicht nie, oder doch erst
sehr spät die Umlaufszeit dieses Kometen kennen lernen.
34. Mittheiluug über Beobaclitnugeu, den Kometeu vou März-April 1796 betreff. 271
34. Mittlieiliiug über Beobachtungen, den Kometen Yon März-
AprU 1796 betreffend.
Mitgetheilt von A. G. Kästner.
[Göttiugische Anzeigen von gelehrten Saclieu, 2. Bd. von 1796, 127. Stück vom 8. Augnst 1796. S. 1265 — 1268.]
Herr Dr. Wilhelm Olbers hat für die Königliche Societät Herrn
Hofrath Kästner Beobachtungen eines Kometen übersandt. Mit einem
achromatischen, von Herrn Hofmanx in Leipzig verfertigten, vortreif-
lichen Kometensucher bemerkte er den 31. März 1796 Abends gegen
11 Uhr zufällig unter der Kornähre, beim 69. Sterne der Jungfrau,
etwas Nebliges. Er richtete ein fünffiissiges Dollondisches Fernrohr
mit 74 Vergrösserung, und sah einen runden, schlecht begrenzten, in
der Mitte merklich helleren Nebelfleck, etwa 1' im Durchmesser. Seines
Sehrohrs Feld ist ein regelmässiger Kreis, 37' 20" im Durchmesser;
das ^^'erkzeug stand fest. Er Hess den Kometen und den 69. Stern
durchgehen, und verfuhr nach Kästner (Astronomische Abhandlungen,
9. Sammlung, p. 279). So bestimmte er neun Abende Stellen des Kometen
für Bremer mittlere Zeit. Hier nur die beiden äussersten:
Scheinbare gerade Scheinbare südliche
Bremer mittlere Zeit Aufsteigung Abweichung
März 31. 12'' 35' 22" 198° 25' 46" 14° 51' 59"
April 14. 9" 2' 28" 159*^ 36' 59" 19° 37' 22"
Er machte jeden Abend mehrere Beobachtungen, und nahm daraus
das Mittel. Den 8. April um 8 Uhr 55 Minuten wahre Zeit bedeckte der
Komet einen kenntlichen Fixstern siebenter Grösse, der auf 53 der Jung-
frau folgt, aber in Sternverzeichnissen noch nicht vorkommt. Des Sternes
Licht ward dadurch nur unmerklich geschwächt. Der Komet war sehr
blass ; als er aber höher stieg und vom erwähnten Sterne entfernter war,
blickte zuweilen deutlich ein kleiner Kern durch. Erleuchtung von
Mikrometerfäden, auch die schwächste, würde er nicht vertragen haben.
Die Zeit ward durch übereinstimmende Sonnenhöhen berichtigt, deren
unterschiedene der Herr Senator Gildemeister nahm. Der Komet ward
immer mit anderen Sternen verglichen, so oft es die Witterung gestattete.
Genaue Bestimmungen der Stellen der gebrauchten Sterne theilte Herr
VON Zach mit; denn in der Gegend, wo der Komet sich bewegte, sind die
Sternverzeichnisse noch sehr mangelhaft. (Der Verfasser gegenwärtiger
Anzeige erinnert sich noch, dass Hansen bei Gelegenheit des Kometen
1742 vollständigere Sternverzeichnisse wünschte. So unermesslich viel
in dieser Absicht seitdem gethan worden ist, bleibt doch immer \w('\\
272 Kometen.
"Wunsch nach Mehrereni.) Den 14. Aiiril fand Herr Dr. Olbees den
Kometen bei dem hellen Mondscheine nur mit vieler Mühe, so äusserst
schwach, dass man Eintritte und Austritte nur sehr ungewiss erkannte,
verglich ihn gleichwohl drei Mal mit einem teleskopischen Sterne, der
nach seinen, auch nicht ganz zuverlässigen, Beobachtungen dem 3ii. des
Bechers 21" in Zeit vorgeht, und 28' 33" südlicher ist. Des schwachen
Kometenlichtes und des zunehmenden Mondes wegen verlor sich nun
alle Hotfnung; den 23. April ward er noch vor Aufgange des Mondes
vergeblich gesucht. Ueberhaupt ist er wohl eiuer der kleinsten und
unansehnlichsten, die man je beobachtet hat. Selbst im Anfange des
Aprils musste man das Auge erst im Dunkeln ausruhen lassen, wenn
man ihn im Fernrohr deutlich sehen wollte. Diesen Schwierigkeiten
gemäss sind die Beobachtungen zu beurtheilen. Den 5. und 7. April
schien zuweilen gegen Nordost etwas blasser Lichtschimmer sich vom
Kometen auszubreiten, wahrscheinlich Spuren eines kleinen, vom Körper
selbst verdeckten Schweifes. Ein Kern blickte oft lebhaft und deutlich
durch, wovon bei dem viel grösseren und helleren Kometen im November
vorigen Jahres nichts zu sehen war. Herr Hesse, ein dasiger geschickter
Liebhaber der Sternkunde, der sich selbst mit Beobachtungen beschäftigt,
und mit guten Werkzeugen versehen ist, berechnete aus den Rektasceu-
sionen und Deklinationen die Längen und Breiten; daraus berechnete
Herr Olbers nach einer sehr leichten Methode die wahre Bahn, und
fand folgende Elemente:
Zeit der Sonnennähe 179G April 2. 20'' 22' 57".
Länge des ft = 0M7'' 2' 16"
Neigung der Bahn . . . . = 64" 54' 38"
Länge der Sounennälie . . = 6M20 44' 13"
Abstand der Sonnennähe . = 1,578 16.
Die Bewegung rückgängig.
Herr Dr. Olbeks giebt noch Vergleichung der Beobachtungen mit
den Elementen; die Beobaclitungen sind noch nicht durch Aberration
und Nutation verbessert; bei den Berechnungen ist nur die Nutation
mitgenommen; dieses genauer zu suchen, hat ihm die Zeit gefehlt. Mit
diesen so unverbesserten Beobachtungen stimmen doch die bereclineten
Längen und Breiten so gut überein, dass der Unterschied zwischen
Beobachtung und Reclinung nie höher steigt, als auf 3' 30", meist nur
Sekunden beträgt, nui- bei der letzten unsicheren Beobachtung giebt es
einen Unterschied von 5' 43". Der Komet, aus der Sonne gesehen, li.it
zwischen 31.1\rärz und 12. April nur einen Bogen von etwa 8f" durch-
laufen, und ist wälirend der Zeit durch sein Perihclium gegangen, dessen
Länge und Zeit also sehr unsicher zu bestimmen sind.
35. Mittheiluug-, eleu im August 1797 beobacliteteu Kometeu betreffeud. 273
35. Mittlieihmg, den im August 1797 Ijeobacliteten Kometen
betreffend.
Mitgetheilt von A. G. Kästner.
[Göttingisclie Anzeigeu von gelehrten Sai.'hen, i. Bd. von 1798, 9. Stüt-k vom 15. Jauuar 1798, S. 81—84.]
Herr Dr. Olbebs in Bremen bat der Königlichen Societät einen
Aufsatz über den im August 1797 beobachteten Kometen übersandt.
Der Citoj'en Bouvakd entdeckte ihn zu Paris 14. August Abends 10 Uhr.
Den 15. sah ihn Herr Professor Eüdigee zvl Leipzig; den 16. bemerkte
man ihn zu Berlin, Bern u. s. w. Vom 14. bis 20. war er blossen Augen
sichtbar, bewegte sich mit grosser scheinbarer Geschwindigkeit durch
Kopf des Luchses, Kamelopard, kleinen Bär, Drachen, bis zum Herkules.
Herr Dr. Olbees hatte bis dahin, der Lage seiner Wohnung gemäss,
den Kometen nicht wohl bemerken können, fand ihn zufällig 21. August
Abends 111 Uhr, da er bei sehr heiterem Wetter einen Theil des Himmels
mit einem Kometensucher durchging, im nördlichen stumpfen Winkel
eines Dreiecks mit l und 79 des Herkules, blossen Augen nicht sichtbar;
im achromatischen Fernrohr war sein Lichtnebel blass, sehr unbe-
grenzt, etwas über 8' im Durchmesser, ohne deutlichen Kern, ganz ohne
Schweif. Zur Vergleichung mit Sternen brauchte er den Kreis des
Feldes seines Fernrohrs als Mikrometer, von manchen Sternen theilte
Herr von Zach ihm die Lagen mit. Herr Dr. Olbeks theilt Beobach-
tungen mit vom 21. bis 29. August. Die Witterung ward ungünstig, er
sah den 31. den Kometen noch in kleinen Zwischenzeiten, das Monden-
licbt gestattete keine Beobachtungen. Auch die er bekommen hat, giebt
er nicht für so genau aus, als die vom Kometen 1796. Die Gestalt des
Kometen erschwerte sie und veranlasste, besonders in den Abweich-
ungen bei nach einander folgenden Beobachtungen, Unterschiede von 2',
die sich nicht des Kometen eigener Bewegung zuschreiben Hessen. Des
Kometen Bahn mit einiger Genauigkeit zu bestimmen, war die Zwischen-
zeit seiner Beobachtungen zu kurz. Begierig, etwas Näheres zu wissen,
zog er aus dem Juurnal de Paris, No. 332, die Angabe mit in Rechnung,
da der Komet 14. August 15'' 9b^'^ gerade Aufsteigung und 57" nörd-
liche Abweichung gehabt haben soll. Die Hess sich aber mit seineu
vom 21. und 29. nicht ganz vereinigen. Endlich erhielt er vom Herrn
VON Zach zwei Beobachtungen des Cito.yen Bouvard, die La Lande
mitgetheilt hatte, vom 14. und 17. August. Die erste wich sehr stark
von der Angabe im Journal de Paris ab; er verband sie mit seinen
vom 21. und 29. August, leitete daraus nach seiner Methode anfangs
die Elemente der Kometenbahn her und verbesserte solche; die Ver-
besserungen waren ganz unbeträchtlich. So erhielt er Folgendes:
Olbers 1 IS
500 40'
34"
iz 190 27'
8"
0,526 61.
274 Kometen.
Zeit der Sonnennähe 1797 Juli 9. 2'' 40' 31" niittl. Par. Zeit.
Länge des ft = 10'- 29» 15' 37"
Neigung der Balin . . . =
Länge der Sonnennähe . =
Kleinster Abst. v. d. Sonne =
Bewegung rückläufig.
Diese Elemente vergleicht Herr Dr. Olbers mit den Beobachtungen;
Herr von Zach hat ihm die aus den beobachteten Rektascensionen und
Deklinationen hergeleiteten Längen und Breiten mitgetheilt, giebt die
Unterschiede zwischen Beobachtung und Rechnung, der grösste ist in
der Länge + 2' 26", wo die Beobachtung noch nicht durch Aberration
und Parallaxe verbessert war; fast alle Unterschiede sind positiv und
zeigen die Möglichkeit, durch schärfere Rechnung die Elemente noch
etwas übereinstimmender mit den Beobachtungen machen zu können;
es würde sich aber nach den Angaben, die man hier hat. nicht der
Mühe verlohnen, und man kann so die Bahn für scharf genug bestinnnt
annehmen. Dieser kleine Komet ist der Erde sehr nahe gekommen, am
nächsten den 15. August 23" 30' mittlere Pariser Zeit, also den 16. kurz
vor Mittag, nur 0,0880 des mittleren Abstandes der Erde von der Sonne.
Damals musste der Komet am grössten erscheinen, auch bemerkt Herr
Professor Rüdiger, dass sein Licht den 17. schon abgenommen habe,
l^eim Anrücken zur Sonnennähe im Mai und Junius war er zu entfernt,
■»valirgenonunen zu werden; den 6. Mai um 12 Uhr war er durcli den
niedersteigenden Knoten gegangen, behielt bis zum 10. August südliche
Breite . . .; nach dem 16. entfernte sich die vorwärts gehende Erde und
der rückwärts gehende Komet mit entgegengesetzten (Teschwindigkeiten
von einander, daher nahm er an Licht und Grösse so schnell ab. Herr
Professor Tballes schätzte den Durchmesser am 16. auf 7' bis 10'.
Den 19. ward in England mit einem Dollondischen Faden-Mikrometer
in einem achromatischen Fernrohre der Durchmesser des hellen weissen
Lichtes 2' 40" geraessen, der ganze Nebelkomet gegen 5'. Herr Dr. Olbebs
iand am 21. August den Durchmesser etwas mehr als 3'; denn der
Komet brauchte immer ül)er 12 Zeit-Sekunden, in das Feld des Fernrohres
zu treten. Vergleicht man alle diese Angaben mit den .abständen des
Kometen von der Erde, so wird man den wahren Durchmesser des im
Fernrohr noch sichtbaren Nebels etwa 4500 geograiiliische Meilen
schätzen. Mit seinem sehr guten fünffüssigen Dollond, 74. Vergrössernng,
fand Herr Dr. Olbers durchaus keinen Kern, durchaus nichts Festes,
Körperliches, er schien nur eine leiclite. ganz durclisichtige Dunstmasse,
in den letzten Tagen der Beobachtung mit einer unbestimmten, fast
irregulären Figur. Beim Kometen des vorigen Jahres blickte ein fester
kleiner Kern deutlich durch. Herr Oberamtmann Schröter hat indessen
36. Ueber den im Aug-ust 1797 leoliachteteii Kometen. 275
mit seinem ISfüssigen Teleskoiie auch in dem Nebel des gegenwärtigen
Kometen einen kleinen Kern von 3" im Durchmesser unterschieden.
Es braucht keine weitläufige Darstellung, wie ungereimt einem Körper
von so wenig Masse und immer beträchtlicher Entfernung Einfluss auf
unsere Witterung zugeschrieben würde; Herr Dr. Olbebs vermuthet,
TüALDo's Name sei dabei in den Zeitungen gemisshandelt worden.
36. Ueber den im August 1797 l)eol)acliteten Kometeu.
Unterm 17. April 1798 eingesandt.
[Astronomisches JabrbucU für 1801, S. 16.3—170.)
Dieser Komet wurde am 14. August Abends 10 Uhr von dem Bürger
BouvARD zu Paris entdeckt. Am 15. sah ihn Herr Professor Eüdigek
zu Leipzig, und den 16. wurde er auch zu Beiiin, Bern u. s. w. bemerkt.
Von 14. bis zum 20. war er blossen Augen sichtbar und bewegte sich
mit grosser scheinbarer Geschwindigkeit durch den Kopf des Luchses,
den Kamelopard, den kleinen Bären und den Drachen bis zum Herkules.
Ohne etwas \'on diesem Kometen zu wissen, den ich auch der Lage
meiner Wohnung nach bisher nicht wohl hatte bemerken können, fand
ich ihn zufällig den 21. August Abends lli Uhr, da ich bei sehr heiterem
Wetter einen Theil des Himmels mit einem Kometensucher durch-
musterte. Er stand zwischen Ä und No. 79 des Herkules und machte
mit beiden ein stumpfwinkliges Dreieck, so dass der Komet den nörd-
lichen stumpfen Winkel einnahm. Blossen Augen war er nicht sichtbar.
Im Kometensucher erschien er ziemlich lebhaft und gross: allein im
Achromat war sein Lichtnebel blass und äusserst unbegrenzt, etwas
über 3' im Durchmesser, ohne deutlichen Kern und ganz ohne Schweif.
Er \\-urde zwei Mal mit l und fünf Mal mit einem teleskopischen Stern
verglichen, dem er nahe stand, und dessen Ort ich durch / bestimmte.
Alle Beobachtungen wurden am Kreismikrometer angestellt.
Den 22. August war es sehr heiter. Der Komet wurde drei Mal mit
No. 73 Herkules verglichen, allein nur eine dieser Beobachtungen glückte.
Einmal ging nämlich der Komet dem Mittelpunkte des Sehrohrfeldes
zu nahe vorbei, und das zweite Mal streifte er nur oben am Rande.
Am 23. August hatte der Komet schon sehr an Licht und Grösse
abgenommen. Er war von allen kenntlichen Sternen sehr entfernt. Ich
verglich ihn fünf Mal mit zwei kleinen Sternen sechster oder siebenter
Grösse, deren Lage ich nachher etwas unsicher durch No. 101 Herkules
18*
276 Kometen.
ZU bestimmen suchte. Die Ortsbestimmung des Kometen ist also diesen
Abend etwas zweifelhaft.
Am 24. und 25. August war es trübe.
Am 26. sehr heiter. Der Komet hatte an Licht und Bewegung
gleich stark abgenommen. Er wurde erst zwei Mal mit einem Stern
verglichen, von dem mir Herr Oberstwachtmeister von Zach die Lage
mittheilte und darauf vier Mal mit a Herkules. Die Beobachtungen
dieses Abends schienen gut zu sein.
Am 27. wurde der Komet neun Mal mit No. 54, No. 5(3 uud noch
einem Stern des Oplmichus verglichen. Die Lagen der Sterne theilte
mir Herr von Zach gütigst mit. Die Beobachtungen stimmten diesen
Abend nicht besonders überein, doch wird das Mittel aus allen neun
ziemlich genau sein.
Am 28. war es trübe.
Am 29. war die Witterung bis lOi Uhr schön, nachher dunstig.
Der Komet sehr schwach und unansehnlich, wurde doch schon bald
nach 8 Uhr gefunden. Ich verglich ihn fünf Mal mit einem Stern, der
in Herrn Bodks grossen Karten steht, und dessen Oit icli durch a im
OjMuchus bestimmte.
Am 30. war es trübe.
Auch am 31. war die Witterung nicht recht günstig. Doch sah
ich den Kometen noch von 9 bis 12 Uhr in kleinen Zwischenzeiten.
Er rückte an einem kleinen, aus zwei ungleichen Sternen bestehenden
DopiJelstern vorbei. Eine Beobachtung war, besonders bei dem starken
^Mondenlicht, nicht mehr möglich, da man die Ein- und Austritte des so
kleinen und blassen Kometen nicht mehr mit einiger Gewissheit be-
merken konnte.
Hier sind nun die Beobachtungen, so dass ich aus den Bestimmungen
eines jeden Al)ends das Mittel nahm.
Schi'iubare i>erade Scheinbare uöiilliihe
Bremer
niittl. Zeit
Aufsteigung-
Abweichung-
Aug. 21.
12" 13' 0"
261« 54' 35"
25" 46' 6"
„ 22.
10" 22' 10"
262« 17' 53"
22" 36' 6"
„ 23.
12" 38' 53"
262« 36' 11"
19" 43' 7"
„ 2(5.
9" 6' 38"
263» 18' 40"
14" 50' ö"
,. 26.
11" 28' 33"
263» 19' 17"
14" 42' 35"
„ 27.
10" 1' 24"
263" 28' 52"
13" 38' 43"
„ 29.
9" 16' 20"
263" 47' 8"
11" 52' 56"
Bei aller meiner angewandten Sorgfalt und Mühe kann icli doch
diese Beobachtungen nicht füi- so genau ausgeben, als die vom Kometen
1796 waren. Die Gestalt des Kometen erschwerte die Beobachtungen
36. lieber den im Aug:iist 1797 beobachteten Kometen. 277
.sehr und brachte besonders in den Abweichungen zuweilen Unter-
schiede von 2' in zwei auf einander folgenden Beobachtungen hervor,
die nicht der eigenen Bewegung des Kometen zuzuschreiben waren.
Auch waren, wie man gesehen haben wird, mir nicht immer die Lage
der Sterne, mit denen ich den Kometen verglich, genau genug bekannt,
so viel ich auch der freundschaftlichen, nicht zu ermüdenden Güte des
Herrn Oberstwachtmeisters vox Zach zu verdanken habe.
Meine Beobachtungen waren nicht hinreichend, die Bahn des Kometen
mit einiger Genauigkeit zu bestimmen. Die Zwischenzeit war zu kurz,
und der Komet hatte während der Zeit einen zu kleinen Bogen, aus Erde
und Sonne gesehen, beschrieben. Begierig, etwas Näheres über die Bahn
dieses Kometen zu wissen, zog ich die Angabe aus dem Journal de Paris
No. 332, da der Komet am 14. August um \h^ 95|-° gerade Aufsteigung
und 57" nördliche Deklination gehabt haben sollte, mit in Rechnung.
AUein diese Beobachtung Hess sich mit meiner vom 21. und 29. nicht
ganz vereinigen, und es blieb in der daraus hergeleiteten Bahn für die
Länge des 21. ein beträchtlicher Fehler.
Endlich erhielt ich von Herrn von Zach zwei Beobachtungen des
Herrn Bouvaed, die Herr De La La^^de gefälligst mitgetheilt hatte.
Mittl. Pariser Zeit Gerade Aufsteig-aug Xijrdliche Abweicbvmg
Aug. 14. 15" 7' 93" 5' 10" 58» 31' 12"
„ 17. 12" 23' 2.540 5' 14" 61" 41' 14"
Die erste dieser Beobachtungen weicht also sehr stark von der
Angabe im Journal de Paris ab. Indessen benutzte ich meine ersten
Eechnungen, die zum Grunde der folgenden zu legenden Beobachtungen
wegen Aberration und Parallaxe zu korrigiren. Diese drei so ver-
besserten Beobachtungen sind nun folgende:
Mittl. Pariser Zeit Länge Log. d.
Aug. Länge Breite der Abst. d. Q
14. 1 5" 7' 0" 3^ 2"26'55" 35" 6'38" 4M2<'39'52" 0,005239
21. UM?' 20" SMS" 53' 15" 48" 55' 41" 4^ 29" 16' 19" 0,004 617
29. 8" 51' 0" 8^22"33'13" 35" 12' 8" 5^ 6" 53' 16" 0,003 816
Die Zwischenzeit T ist also = 14,7389 Tage. Es war wirklich
angenehm zu bemerken, mit welcher Leichtigkeit und Bequemlichkeit
meine Methode die Bahn dieses Kometen gab. Es fand sich:
IogJ/= 0,679 726
und damit die drei Gleichungen:
/- = 1,024 42 — 1,295 33 q' + 1,494 33 q'\
r"'2 = 1,017 73 + 2,606 03 o' -f 34,267 18 q-,
k"' = 0,062 616 — 2,643 85 o' + 40,440 57 q'\
278 Kometen.
Ein beiläufiger Versuch mit den Werthen q'=0,1 und q' = 0,09
zeigte, dass o' niclit sehr von 0,083 verschieden sein konnte. Man
setzte also o'== 0,082, und j)'= 0,085 und erhielt durch eine schärfere
Rechnung :
q' = 0,082
q' = 0,085
r' = 0,963 46
r = 0,96183
/"= 1,209 06
r"'= 1,219 35
k" = 0,343 134
r = 0,360 655
T = 14,685 5 T =15,464 4
Da nun r= 14,738 9, so fand sich {?' = 0,082 200 und durch
Interpolation /= 0,963 35, »'"=1,209 76, log ß'" = 9,594 624 und da-
mit für die Bahn:
Zeit der Sonnennähe 1797 Juli 9. 2'" 16' 28" mittl. Par. Zeit.
Länge des A . . . . = 10'- 29" 15' 5"
Neigung der Bahn . . = 50*' 40' 34"
Länge der Sonnennähe == V 19** 27' 8"
Abstand der Sonnennähe = 0,526 61.
Die Bewegung rückläufig.
Diese Elemente wurden nun nach der in meiner Abhandlung über
die Berechnung der Kometen §§ 76, 77 vorgeschhigenen Jlethode ver-
bessert, und damit erhielt ich:
Zeit der Sonnennähe 1797 Juli 9. 2'' 40' 31" mittl. Par. Zeit.
Länge des fl, .... = 10'- 29» 15' 37"
Neigung der Bahn . . = 50" 40' 34"
Länge der Sonnennähe = l'- 19" 27' 8"
Abstand der Sonnennähe = 0,526 Ol.
Die Bewegung rückläufig.
Jlan sielit, dass der Unterschied von der ersten unverbesserten An-
gabe ganz unbeträchtlich ist. Hier folgt nun eine Vergleichung dieser
Elemente mit den Beobaclitungen, wobei ich nur noch anführe, dass
mir Herr vox Z.mh die aus den beobachteten geraden Aufsteigungen
und Abweichungen abgeleiteten Längen und Breiten, welches ich mit dem
ehrfuiThtsvollsten Danke erkenne, ohne dass ich etwas mehr darüber
zu sagen wage, mitzutheilen die Güte gehabt liat. Nur die erste, zweite
und letzte sind durch Aberration und Parallaxe verbessert.
Fehler
Beub. Lauge liuuh. Breite Ber. Länge Ber. Breite d. Lange d. Breite
3.50 6' 8" -0'22" — 0'30"
48» 56' 18" -1-1' 25" -)- 0' 37"
45» 48' 32" 4- 2' 26" -f 0' 4:^"
38» 3' 6" -f 0'33" -f3'49"
36» .W 9" 4-0' 54" -i-3' 2"
35» 11' 58" -fl'50" -O'IO"
Hg
14.
3'
2» 26' 55"
35» 6' 38"
3»
2« 26'
3:3"
n
21.
8-^
18».53'1.V'
48» 5.5' 41"
8^^
18 ».54'
40"
r
22.
19" 46' 41"
45 "47' 49"
19" 49'
7"
r
26.
21 »47' 40"
37».'i9'17"
21 "48'
13"
r
27.
22« 4' 6"
36» 56' 7"
22» 5'
0"
r
29.
22» 33' 13"
35» 12' 8"
22» 35'
3"
36. Ueber den im August 1797 beobachteten Kometen. 279
Die vielen positiven Unterschiede der Rechnung- von den Beobach-
tungen zeigen die Möglichkeit an, durch schärfere Rechnung die Elemente
noch etwas übereinstimmender mit den Beobachtungen machen zu können.
Allein dies wird sich wirklich der Mühe nicht verlohnen, und man kann
die Bahn für scharf genug bestimmt ansehen.
Dieser kleine Komet kam der Erde ziemlich nahe, fast so nahe,
wie er ihr nur kommen konnte. Nach einer darüber angestellten Rech-
nung finde ich, dass der Komet den 15. August um 23° 39' mittlere
Pariser Zeit, das ist den l(j. kurz vor dem Mittage, der Erde am nächsten
gewesen ist, und dass er damals nur 0,0880 solcher Theile von ihr ent-
fernt war, davon der mittlere Abstand der Erde von der Sonne 1,0000
beträgt. Folgende kleine Tafel wird die Erscheinungen des Kometen
während seiner Sichtbarkeit beurtheilen lehren.
Abstand des Kometen
von der Sonne von der Erde
Aug. U. 0,963 3 0,100 G
,. 17. 1,0115 0,102 8
„ 21. 1,078 2 0,214 1
,. 29. 1,209 8 0,4811
Es ist besonders, dass Herr Bouvaed am 14. oder Aielmekr am
15. Morgens den Kometen noch nicht gut mit blossen Augen sehen
komite, der doch bis zum 2(i. ohne Fernrohr sichtbar blieb. Vielleicht
war die Witterung nicht sehr günstig. Den IG. musste der Komet am
grössten erscheinen; auch bemerkt Herr Professor RitDiGEE, dass am
17. sein Licht schon abgenommen habe. Beim Heranrücken dieses
Kometen zu seiner Sonnennähe im Mai und Juuius konnte er von der
Erde nicht gesehen werden, weil er zu weit von ihr entfernt blieb.
Er war am G. Mai um 12 Uhr durch seinen niedersteigenden Knoten
gegangen und behielt bis zum 10. August südliche Breite. Nach den
ersten Tagen des August hätte man ihn schon mit Fernröhren im Orion
finden können, wenn man ihn aufgesucht oder die Witterung es nicht
verhindert hätte. Am 1. August um Mittag war die Länge = 2' 26° 20',
die Breite =15° 50' südlich, Abstand von der Sonne = 0,7432, von der
Erde = 0,5403. Der Komet stand also nahe über a im Orion, Erde
und Komet näherten sich nun schnell einander. Den 10. August um
19° 32' mittlere Pariser Zeit ging der Komet durch seinen aufsteigenden
Knoten und durchschnitt von der Erde aus gesehen die Ekliptik in
27° 46' der Zwillinge. Er war von der Sonne 0.8999 und von der
Erde 0,2049 entfernt, so dass er schon grösser und glänzender aussehen
musste, als am 21., wie man ihn hier zuerst wahrnahm. Man hätte ihn
also sehr gut und vielleicht mit blossen Augen bei dem Stern Propus
sehen können. Nach dem IG. August entfernten sich die vorwärts sich
280 Kometen.
be^vegende Erde uud der rückläufige Komet mit entgegengesetzter Ge-
scliwindigkeit von einander, deswegen nahm er so geschwind an Grösse
und Licht ab, uud deswegen war die Dauer seiner Erscheinung so kurz.
Herr Professor Tkalles scliätzte am 16. seinen Durchmesser
auf 7' bis 10'. Am 19. wurde in England mit einem vortreti'lichen
Dollondischen Faden-Mikrometer an einem achromatischen Fernrohr der
Durchmesser des helleren Aveisseren Lichts 2' 40" gemessen, der ganze
Nebel konnte gegen 5' halten. Ich fand am 21. den scheinbaren Durch-
messer etwas mehr als 3'; denn der Komet brauchte immer über 12",
um in das Feld meines Sehrohres zu treten. Vergleicht man alle diese
Angaben mit den Abständen des Kometen von der Erde, so wird man
den wahren Durchmesser des im Fernrohr noch sichtbaren Nebels auf
etwa 4500 geographische Meilen schätzen können. Ich fand übrigens
mit meinem sehr guten fünffüssigen Dollond 74 maliger Vergrösserung
durchaus keinen Kern, durchaus nichts Festes, Körperliches in diesem
Kometen. Er schien mir nur eine leichte, ganz durchsichtige Dunst-
masse zu sein, die in den letzten Tagen der Beobachtung eine unbe-
stimmte, fast irreguläre Figur hatte. Ganz anders war es mit dem
Kometen des vorigen Jahres, bei dem ein kleiner fester Kern deutlich
durchblickte. Herr Oberamtmann Scheötee hat indessen mit seinem
13füssigen Teleskope auch in dem Nebel dieses Kometen einen kleinen
Kern von 8" im Durchmesser unterschieden.
Ich brauche wohl nicht hinzuzufügen, dass es wirklich ungereimt
ist, einen solchen so wenig Masse habenden uud docli immer so be-
trächtlich von uns entfernt bleibenden Himmelskörper irgend einen
Einfluss in unsere "Witterung zuzuschreiben, wie hin und wieder ge-
schehen ist, und wobei unsere Zeitungen den Namen eines berühmten
Mannes, des Herrn Professor Toaldo, wie ich hoffe, gemissbraucht haben.
Ti. Mittliciliiiig über l{eol)aclituiiiioii, den Kometen vom
Anglist IW betretfeiid.
(Göttingische Anzeigen von gelehrten Sachen, 2. Bd. von 1797, 1+1, Stüik vom », Sept. 17!)7, S. 1110.)
Herr Dr. Olbees hat den 21. August Abends um llj Uhr einen
Kometen wahrgenommen unweit X des Herkules. Er erschien im Kometen-
sucher ziemlich lebhaft uud gross, im achromatischen Fernrohr war sein
Licht äusserst unbegrenzt, in der Mitte heller, oline allen deutlichen
Kern. Das machte seine Beobachtung schwierig und wahrscheinlicli
weniger genau. Er ward inde.ssen zwei Mal mit A verglichen und fünf
38. Ueljer den zweiten Kometen von 1798. 281
Mal mit einem teleskopischen Sterne, der zwischen l und Flaüsteed's
79 stellt. Am 22. war er mehr als S*^ gegen Süden fortgerückt und
konnte mit 73 Herkules verglichen werden. Herrn Olkeks" Brief an
Herrn Hofrath ELästnee ist den 22. August datirt, da hatte er noch
niflit Zeit gehabt, die Beobachtungen zu berechnen und giebt also nur
ungefähr nach Schätzung an:
Kektasc. Nördl. Deklin.
Aug. 21. 11" 53' 261« 52' 25» 48'
„ 22. lO»" 33' 2620 16' 22" 36'
Da der Komet so schnell nach Süden geht, entfernt er sich gewiss
in entgegengesetzter Kichtung mit der Bewegung der Erde von ihr
und niuss uns einige Tage vor dem 21. August viel näher gewesen sein,
war vielleicht damals unweit des Poles mit blossen Augen zu sehen.
Herr van Beeck Cälcoex berichtete den 29. August dem Herrn
Hofrath Kästner, dass er auf der Leipziger Sternwarte den Kometen
mit Herrn Professor Rüdi&er wahrgenommen, gab aber von seiner Stelle
nichts genau Bestimmtes aus dem Gedächtnisse an.
38. l'eber den zweiten Kometen you 1798.
Unterm 21. Mai 1799 eingeschickt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1802, S. 193—201.]
Am 8. December 1798 Abends um 54 Uhr entdeckte ich beim
Cerberus einen Nebelfleck, der im Kometensucher ziemlich lebhaft aus-
sah, aber mehr einem Sternhaufen, wie ihn dies Instrument darzustellen
pflegt, glich. Da ich indessen wusste, dass in dieser Gegend des Himmels
kein Sternhaufen sichtbar sei, so hielt ich den entdeckten Nebelfleck
sogleich für einen Kometen und wurde in meiner Meinung völlig ge^^^ss,
als ich ihn durch den grossen Achromat betrachtete. Der Komet war
von sehr blassem, konfusem Licht und Ansehen, gegen 5' im Dui'ch-
raesser. Er stand zwischen einem Stern sechster und einem siebenter
Grösse mitten in einem Triangel von drei sehr kleinen teleskopischen
Sternen, die alle drei noch zum Theil in dem schwachen Nebel seiner
Atmosphäre gehüllt waren. Dies hatte den Kometen in dem schwächeren
Werkzeuge das Ansehen eines Sternhaufens gegeben. Ich verglich den
Kometen mit dem Sterne sechster Grösse, der auf ihn folgte, und den
ich anfangs irrig für einen Stern hielt, wovon La Lande die Position
in der Connaissance des tems angegeben hat. Allein dieser verglichene
282 Kometen.
Stern ist in keinem Stern Verzeichnisse zu finden; aber er steht in Herrn
Bode's grossen Karten unter 273" 30' gerader Aufsteigung und 17*' 50'
nördlicher Abweichung. Um 6 Uhr 48' 27" wahrer Zeit hatte der
Komet 0" 19' 28" weniger Eektascension und war 9' 59" südlicher.
Der Komet bewegte sich sehr schnell gegen Osten und Süden.
Am 9. December Abends war das Wetter anfangs trübe und klärte
sich erst gegen 7 Uhr auf Ich fand den Kometen schon sehr niedrig
im A\'esten, weit von seinem vorigen Ort abgerückt, in der Milchstrasse
unterm Adler. Sein Ansehen war noch so blass und schwach wie am
vorigen Abend. Ich konnte keinen Kern unterscheiden. Der Komet
wurde nur ein Mal mit ,» im Adler verglichen; die Beobaclitung schien
mir gut zu sein.
Am 10. December war es sehr heiter, aber schon etwas Monden-
licht. Der Komet stand im Antinotis und machte um 5i Uhr mit ij
und südlich ein fast gleichschenkliges Dreieck. An Ansehen und
Grösse hatte er nicht beträchtlich abgenommen ; er zeigte sich im Fern-
rohr als ein leichter unbegrenzter Nebel; immer im Kometensucher leb-
hafter als im Achromat, und in diesem bei der kleinsten Vergrösserung
am besten. Er wurde ein Mal mit 1), und zwei Mal mit No. 66 Adler
verglichen. Bei dieser Gelegenheit fand sich, dass die gerade Auf-
steigung von Xo. 66 in der Conn. des tems. VIII Annee, p. 301, fast um
4]' zu gross sei.
Auch am 11. December war das Wetter ungemein heiter. Der Komet
war, des Mondscheins unerachtet, noch gut zu sehen, doch schien er in
aller Absicht abgenommen zu haben.. Er stand nicht weit nordöstlich von
No. 66 Stebibock. Die Beobachtung war nicht wenig scliwierig, weil der
Komet noch zu nördlich war. ihn mit // im Wassermann vergleichen
zn können, und sich kein anderer kenntlicher Stern seinem Parallel
nahe genug befand. Auch verliessen mich nun die schönen BoDirschen
Karten. Ich sah mich also genöthigt, den Kometen mit zwei tele-
skopischen Sternen zu vergleichen, gerade nicht den hellsten, die auf
seinem Parallel vorkamen, aber denjenigen, die ich am gewissesten nacli
ihrer mehr auffallenden Konfiguration mit anderen Sternen wieder er-
kennen konnte. Beide mocliten achter Grösse sein und wurden durch
H im Wassermann bestimmt. Der eine dieser Sterne geht // Aquarii in
Zeit vor 6' 30,5" und ist 32' 26" n;irdlic.hei-. der andere folgt 0' 27,5"
in Zeit auf /< und ist 26' 5" nördlicher.
Am 12. December war es den ganzen Tag bei nachlassender Kälte
trübe mit Schneegestöber; gegen Abend klärte sich der Himmel zum
Theil auf, aber die südwestliche Gegend durchzogen beständig Wolken,
die der lieftige Ostwind vorüberjagte. In den Spalten zwischen den
Wolken konnte ich den Kometen mit dem Aufsudiei' zuweilen gut sehen.
38. üeber den zweiten Kometen von 1798. 283
Er stand nicht weit von No. 8 Äquarii, diesem nördlich vorgehend, und
bildete mit No. 8 und No. 9 Aquarii einen bei No. 8 stumpfwinkligen
Triangel. Eine regelmässige Beobachtung war der Wolken \\-egeu nicht
möglich. Um 6 Uhr 20' wahre Zeit schätzte ich den Winkel am achten
Sterne auf 115°. Der Abstand des Kometen von No. 8 war kleiner
als die Distanz zwischen No. 8 und No. 9. Um (5 Uhr 40' wahre Zeit
sah ich den Kometen eine kurze Zeit im Achromat. Der Winkel an
No. 8 schien mir jetzt etwa 108° zu sein, und der Abstand des Kometen
|- der Distanz zwischen No. 8 und No. 9 zu betragen. Aus dieser letzten
Schätzung folgt die Länge des Kometen = 10^ 10° 23V und die Breite
^3° 53|' nördlich, wenn ich Flamsteed's Angabe für den achten und
Mayer's Bestimmung für den neunten Stern gebrauche.
Am 13. December war es sehr heiter, aber der Mondschein schon
stark. Ich konnte den Kometen nicht mehr mit völliger Gewissheit
ansichtig werden, besonders da die Gegend des Himmels, wo er stehen
musste, noch während der Dämmerung hinter die Lindenbäume einer
nicht weit von meiner Wohnung gelegenen Promenade rückte, deren
Zweige alle Beobachtung unmöglich machten.
Dieser kleine, nur so wenige Tage sichtbar gewesene Komet ist
indessen schon zwei Tage früher am 6. December von dem Bürger
BorvAED auf dem Observatorium des National-Instituts zu Paris gesehen
worden. Herr Major von Zach hat die Güte gehabt, mir sowohl
Bouvaed's, als Messiee's Beobachtungen mitzutheilen. Ich setze sie
hier mit den meinigen, alle auf mittlere Pariser Zeit gebracht, her, wo-
bei ich nur meine Beobachtung ^'om 8. wegen noch nicht berichtigter
Lage des verglichenen Sterns und meine Schätzung vom 12. ausschliesse.
Mittl. Pariser Zeit
Scheinb. ger.
Aufst.
Sclieiub. Ab«
Beobachter
Dec. 6.
17" 53' 54"
248° 17'
23"
31° 44' 44"
N.
BorVAED
„ 7.
e'' 15' 52"
2.56° 58'
10"
27° 41' 26"
V
Messiee
„ 7.
6" 21' 51"
257° 0'
2"
27° 38' 23"
„
BOUVAED
„ 9.
Gi 11' 21"
286° 59'
18"
6° 49' 58"
)J
Messiee
„ 9.
&" 20' 46"
287° 4'
3"
6° 46' 36"
.,
„
„ 9.
(3'^ 29' 33"
287° 11'
29"
6° 40' 34"
!?
Olbers
„ 10.
S"- 3' 16"
297° 18'
19"
1°54' 16"
s.
!>
„ 10.
•y<^ 18' 58"
297° 23'
20"
1°58'29"
J'
7)
„ 10.
.5" 36' 42"
297° 29'
21"
2° 4' 13"
)I
»J
„ 10.
5" 38' 13"
297° 32'
58"
2° 3' 23"
V
BOTTVAED
„ 10.
6" 14' 1"
297° 44'
28"
2° 17' 50"
)J
äIessiee
„ 11.
o" 7' 59"
305° 27'
0"
8° 47' 21"
«
Olbees
„ 11.
h^ 56' 10"
305° 41'
10"
8° 57' 32"
?;
1*
„ 11.
7'' 0' 18"
306° 8'
30"
9° 11' 18"
?i
Messiee
284 Kometen.
Unerachtet die ganze Zwischenzeit der Beobachtungen nur 4|^ Tage
beträgt, so konnte man doch, wegen der grossen scheinbaren Bewegung
des Kometen in dieser kurzen Zeit hoffen, die Bahn desselben ziemlich
genau zu bestimmen. Zur Berechnung wählte ich: 1. die Beobachtung
des Bürger Bouv.ved vom 6.; 2. das Mittel aus allen drei Beobachtungen
des 9.; und 3. das Mittel aus meinen beiden Beobachtungen des 11.
Nachdem nun aus den geraden Aufsteigungen und Abweichungen die
Längen und Breiten, und die zugehörigen Längen und Abstände der
Sonne berechnet worden waren, so erhielt man:
Lauge des Breite iles Log. des
Mittl. Pariser Zeit Kometen Kometen Länge d. Q Abst. d. Q
Det. 6. 17ii53'.54" 7s 28"':35' 27" 520 52' 14" 8s 15" 27' :^7" 9,993 280
.. 9. 6l>20'33" 9M9»:30' 5" 29« 4' 51" gs 18» 1' 19" 9,993 156
.. 11. 5ii:i2' 5" 10s ö"44'21" 10" 17' 11" 8s 20" 1'22" 9,993 057
also ('= 2,518 51 Tage, t" = 1,066 34 Tage, und 7=4,484 85 Tage,
damit war log J/= 0,333 757, und also die drei Gleichungen:
,•'2 = 0,969 527 — 1,884 55 q' + 2,744 58 q'-,
r""- = 0,968 532 — 2,963 67 q' + 4,803 83 g'-,
k""- = 0,006 140 — 0.302 12 q' -f 4,839 55 q'-.
Durch wenige Versuche ergab sich e' = 0,080 824, »•'= 0,913 860,
'r"'= 0,871 996 und log e"'= 9,241 261, und damit für die Bahn:
Länge des ft = 8^ O« 30' 2"
Neigung der Bahn . . . . = 42 M4' 52"
Länge der Sonnennähe . . . =1=^ 3" 35' 5"
Log. d. Entf. in der Sonnennähe == 9,889 186
Zeit der Sonnennähe 1798 Dec. 31. 22'' 5' 15" mittl. Par. Zeit.
Die Bewegung rückläufig.
Diese Elemente bedürfen an sich weiter keiner Verbesserung, weil
die bei meiner Berechnungsmethode zum Grunde liegende Voraussetzung,
dass die Chorden von den mittleren 7-adüf' rectorihut< im Verhältuiss der
Zeiten geschnitten werden, für so kurze Zwischenzeiten nicht merklich
von der Wahrheit abweicht. Freilich aber hätten nun die Beobach-
tungen durch Aberration, Nutation und Parallaxe verbessert werden,
und dann die Rechnung von Neuem wiederholt werden müssen. Allein
dies schien sich nicht der Mühe zu verlohnen, besonders da die Beob-
achtungen dieses .so blassen und schlecht begrenzten Kometen selbst
nicht sehr genau sein konnten.
Dass die so leicht gefundenen Elemente genau genug sind, wird
eine Vergleichung mit den Beobaclitnngeu zeigen. Ich habe für den 7.
das Mittel aus Messiers und Hm v.vkd's Beobaclitungen genommen,
und für 6'' 18' 51" aus der Rektascension = 256"^ 59' 6" und Dekli-
38. Ueber deu zweiten Kometen von 179S. 285
nation = 27° 39' 55" berecluiet die beobachtete Länge = SMl" 45' 3ü",
die Breite = 50" 18' 28". Das Mittel aus meinen drei Beobachtungen
des 10. giebt für b^ 19' 39" die Rektascension = 297° 23' 50", die Dekli-
nation = 1" 58' 59", beobachtete Länge = 9^ 29° 3' 27", die Breite
= 18° 46' 17". Die Vergleichung mit den Elementen fällt mm so aus:
Fehler
Tage
Berechn. Länge
Berechn. Breite
der Länge
der Breite
Dec. 6.
7^ 28° 35' 49"
52° 52' 5"
+ 0' 22"
— 0' 9"
r "'■
8^ 11° 45' 20"
50° 19' 18"
— 0' 10"
-f 0' 50"
„ 9.
9^ 19° 29' 55"
29° 4' 40"
— 0' 10"
— O'll"
„ 10.
9^ 29° 3' 39"
18° 44' 52"
+ 0' 12"
— 1' 25"
,. 11.
Kr 5° 44' 27"
10° 17' 20"
+ 0' G"
-f 0' 9"
(Eine fehlerhafte Rechnung hatte mir anfangs bei der Beobachtung
des 7. einen grossen Unterschied von der Berechnung gegeben, und
mich zu der irrigen Muthmaassung verleitet, es möchte vielleicht der
Ort des Sternes, mit den man den Kometen an diesem Tage in Paris
verglichen hatte, in den Verzeichnissen unrichtig angegeben sein. Allein,
es war blos ein Rechnungsfehler von mir.)
Man kann wohl keine grössere Uebereinstimmung der Rechnung
und Beobachtung für diesen Kometen erwarten. Für den 12. December
e*" 40' Bremer wahre Zeit geben die Elemente die Länge = 10* 10° 22' 24",
die Breite = 3° 57' 56", welches mit der Schätzung an diesem Tage nahe
genug übereinkommt. Herr Dr. Bukckhaed hat durch Interpolation aus
Messier's Beobachtung die Konjunktion des Kometen mit der Sonne
berechnet am 7. December lO"" 44' 35" mittlere Zeit. Länge der Sonne
^ 8" 16° 10' 6". Meine Elemente geben für diese Zeit die heliocentrische
Länge des Kometen = 8^ 16° 9' 42", also ist der Unterschied nur 0' 24".
Der Komet war am 6. December 0,133 89, am 9. December 0.132 99,
am 11. December 0,177 13 und am 12. December 0,20818 solcher Theile
von der Erde entfernt, deren der mittlere Abstand von der Sonne 1,000 00
enthält. Wenn ich am 9. den Durchmesser seines Nebels 5' gross an-
nehme, so wird derselbe etwa 4,6' Halbmesser der Erde betragen.
In dem blassen, unbegrenzten, unregelmässig gestalteten Kometen-
nebel konnte ich mit meinem 5 füssigen Dollond nichts von einem Kerne
unterscheiden. Die Mitte schien mir nur etwas heller. Allein Herr
Oberamtmann A. Schröter mit dem 13 füssigen und Herr Haeding
mit dem 7 füssigen Teleskop und, wie mir Herr von Zach schreibt,
auch Herr Mechain in Paris haben einen kleinen, 2" im Durchmesser
haltenden Kern durchblicken sehen. Dieser sogenannte Kern würde mit
obigen Entfernungen des Kometen von der Erde verglichen nur etwa
27 geographische Meilen im Durchmesser enthalten.
286 Kometeu.
So unbeträclitlich klein war dasjenige, was in grossen lichtvollen
Instrumenten einem testen Kern einigermaassen ähnlich sah. ^^'enn man
aber bedenkt, dass der Komet damals der Sonne fast G Mal näher war
als Jupiter, dass er also über 30 Mal stärker von der Sonne erleuchtet
wurde, als ein Jupiterstrabant, dass dieser Kern im scheinbaren Durch-
messer noch immer über doppelt so gross war, als ein solcher Trabant,
und sich dann vorstellt, wie lebhaft diese Trabanten in einem öfüssigen
Dollond unerachtet der beständigen Nähe des ihr Licht so sehr ver-
dunkelnden Hauptplaneten sich zeigen; so wird mau diesen für ein
solches Fernrohr ganz unsichtbar bleibenden Kern unmöglich für einen
festen planetenartigen Körper halten können. Denn diese so durch-
sichtige Atmosphäre des Kometen kann weder das auf den Kern fallende,
noch das davon reflektirte Sonnenlicht beträchtlich schwächen, da sie
bekanntlich auch nahe am Kern das Licht kleiner Fixsterne fast ganz
ungeschwächt dnrchlässt. Es scheint also, dass bei diesem Kometen
die das Sonnenlicht zurückwerfenden Theile der Atmosphäre um den
Schwerpunkt der ganzen Masse dichter bei einantier waren, als in
einiger Entfernung von diesem Schwerpunkt, ohne jedoch einen wirk-
lich festen Körper zu bilden, und dass sie so in sehr lichtstarken Li-
strumenten etwas einem Kern Aehnliches zeigten. In allen bisher von
mir beobachteten Kometen habe ich nichts gesehen, was mit Gewiss-
hi'At einen festen Körper in dem Kometennebel erwiese. Bios bei dem
Kometen von 179ti liess mich mein \ortrettlicher Achromat einen Kern
von 3" deutlich unterscheiden, allein auch dieser war ganz unbegrenzt
und wahrscheinlich eben das, was nach meiner Vermuthung in dem
jetzigen Kometen den vermeinten Kern darstellte.
'M). Mittlieiliiiiü;, dio Entderkiina; oines Kometen am
S. December 1798 betrctfeud.
IGüttingisulio Anzeigen von gelehrten Sachen, 2.11(1. von 1798, 208. StficV vom 29. Dccember 1708. .S. -.'OWII
Herr Dr. Olukks hat hier [in Bremen] am 8. December Abends um
öi Uhr einen Kometen im Cerhirus entdeckt. Er glich einem bleichen,
schlecht begrenzten Nebelfleck, über 4' Durchmesser; mit Herrn 1 )r. ( )i,bkhs'
grossen Dollond liess sich kein Kern unterscheiden; den 9. war er schon
unter dem Adlor in der iMilclistrasse, den lU. im Antinouj<, bildete mit
r; und i'> ein fast gleichschenkliges Dreieck, schien an Grösse und Licht
wenig abgenommen zu haben. Vorläufige Berechnung von ihm ist:
40. Mittlieil. über die KuiiiPteu-Atniosphäre und deu zweiten Kometen von 1798. 287
Walu-e Zeit Rektasceusion Deklination
Dec. 8. 6° 43' 273" 12' 16" 27' 0" N.
„ 9. 7" 2' 287° 12' 6" 41' 0" N.
„ 10. ö" 36' 297" 19' 1» 0' 54" S.
Da er sich so schnell nach Süden bewegt, und der Mond im Zu-
nehmen ist, wird man ihn nicht lange sehen können.
40. Mittlieiluiig über die Kometen- Atmosphäre und über deii
zweiten Kometen von j?98.
[GötÜDgisclie Anzeigen von gelehrten .<acben, 1. Bd. von 1790. 4*2. Stnck vom 16. Mfirz ITaO. :?. 409—414.]
Herr Dr. Olber.'- hat für die Königliche Societät schon im Oktober
vorigen Jahres Bemerkungen über die Kometen-Atmosphären gesandt
Man sieht durch sie selbst die kleinsten Fixsterne mit fast ungeschwäch-
tem Lichte. Anderer und eigenen älteren Wahrnehmungen fügt er eine
vom 1. April 1796 bei. Er fand den Kometen, welchen er Abends vor-
her entdeckt hatte, schon um 8} Uhr noch sehr niedrig mit 74. Ver-
grösserung seines Dollondischen Fernrohrs. Ein Stern, der damals
sechster oder siebenter Grösse schien, fing an, vom Nebel des Kometen
bedeckt zu werden, schien mitten darin um 8 Uhr 55 Minuten; des
Kometen eigentlicher Mittelpunkt blieb wenige Sekunden vom Sterne
nördlich. Der Stern schien nichts von seiner Helligkeit zu verlieren,
aber vom Kerne des Kometen Hess sich wegen Helligkeit des nahen
Fixsterns nichts wahrnehmen, obgleich dieser Kern nachmals, z. B. um
9 Uhr 27 Minuten, deutlich durchblickte; des kleinen Kometen Bewegung
war so schnell, dass der Stern bald nach 9 Uhr ausser dem Nebel war.
Aus des Kometen scheinbarem Durchmesser und damaliger Entfernung
von der Erde fand sich, dass das Licht des Sterns über 4000 geo-
graphische Meilen durch des Kometen Atmosphäre zu gehen hatte, und
doch blieb es fast ungeschwächt. Eben so merkwürdig ist, dass des
Kometen Atmosphäre die Lichtstrahlen gar nicht bricht. Thäte sie so
was, so müsste sie bei ihrer Kugelrundung das durch sie fallende Licht
in eine Brennlinie vei-einigen; so sähe man durch sie einen Stern gar
nicht oder doch ganz anders, als die Beobachtungen geben. Aber der
Stern erscheint immer an seiner Stelle sichtbar, ohne dass solche im
geringsten verrückt würde. Vordem gründete man Erklärungen auf
starke Strahlenbrechungen in der Kometen-Atmosphäre. Dass gleich-
288 Kometen.
Avolil diese so durchsichtige und die Strahlen nicht brechende Atmo-
sphäre Sonnenlicht zurückwirft, scheint Herrn Dr. Olbees erwiesen,
wenn er ihr auch phosphorescirendes Licht nicht gänzlich abspricht.
Wenn man einen Kometen wahrnimmt, wie er sich der Sonne nähert
oder von ihr entfei-nt, so ist sein Licht immer, nach Verschiedenheit
des Abstandes von der Sonne, lebhafter oder matter. So muss doch
alles Licht, das durch die Kometen- Atmosphäre geht, geschwächt werden,
weil doch ein Theil desselben zurückgeworfen wird, wenn es auch nur
ein geringer ist. Sehr wenig muss das zurückgeworfene Licht gegen
das durchfallende betragen. Er hat nie bemerken können, dass der Rand
der Atmosphäre, welcher gegen die Sonne gekehrt war, heller gewesen,
als der abgewandte, ob er gleich auf diesen Umstand sehr aufmerksam
war. Audi bei Kometen ohne durchsichtigen Kern beweist doch die runde
Gestalt des Kopfes und regelmässige Bewegung, dass auch diese Materie
den Gesetzen der Schwere folgt. Bei den Kometen, die einen undurch-
sichtigen, planetenähnlichen Kern haben, ist derselbe immer schlecht
begrenzt, wahrscheinlich noch mit einer eigenen, dichteren Materie um-
geben, die von jener ganz durchsichtigen unterschieden ist. Ob in dieser
Strahlenbrechung Statt findet, lässt sich erst ausmachen, wenn man vom
Kerne eines solchen Kometen einen Stern bedecken sieht. Herr Bey.\^nt
soll durch den Mittelpunkt des Kometen 1744 einen Fixstern deutlich
gesehen haben, und dieses Kometen Kern sah doch mehr, als irgend
eines anderen seiner, einem Planeten ähnlich. Herr Dr. Olbers ver-
muthet, Bkyant habe vom Kopfe des Kometen reden wollen, nicht vom
Kerne, der Mittelpunkt sei nicht im strengsten Sinne zu nehmen. Dass
einige Kometen undurchsichtige Kerne haben, scheint doch aus Vorüber-
gängen runder dunkler Körper vor der Sonne zu folgen, die man einige
Male wahrgenommen hat und niclit wohl anders als von Kometen her-
leiten kann. Den Stern, welchen der Komet I79() 1. April bedeckte,
hat Herr Dr. Olbeks nachdem als einen merkwürdigen, veränder-
lichen Stern erkannt. Damals war er gewiss 7., wo nicht (5. Grösse, in
1797/98 hat er sich nie anders als 10. oder 11. gezeigt. Seine mittlere
Rektascension I.März 1797 war = 195" 50' U", südliche Abweichung =
15" 26' 37". Herr Dr. Olbkrs hat sie durch sorgfältige Beobaclitungen
am Kreis-Mikrometer bestimmt.
Herr Dr. Olhers hat gleichfalls der Kimiglichen Societät Nachricht
von einem zweiten Kometen 1798 übersandt. Er bemerkte am S. De-
cember Abends um 5|- Uhr beim Cerberus etwas wie einen Nebelflecken
oder Sternhaufen, welches er sogleich für einen Kometen hielt, weil er
wusste, dass sich in dieser Gegend kein Sternhaufen befindet. Ein
grösseres achromatisches Fernrohr bestätigte die Muthmaassung. Er
war von sehr blassem und konfusem Liclitc und Ansehen, gegen 5' im
40. Mittheil, über die Kometen-Atmospliäre und den zweiten Kometen von 1793. 289
Durchmesser, zwischen einem Sterne 6. und einem 7. Grösse mitten in
einem Dreiecke von teleskopischen, die alle drei noch zum Theil in den
schwachen Nebel seiner Atmosphäre gehüllt waren; das hatte ihm in
dem schwächeren Werkzeuge das Ansehen eines Sternhaufens gegeben.
Herr Dr. Olbees verglich ihn mit einem Sterne G. Grösse, welcher auf
ihn folgte und in Bode's vortreif liehen grossen Karten 173° 30' Rekt-
ascension, 17" 50' nördliche Abweichung hat; Herr Dr. Olbeks hat
ihn in keinem Verzeichnisse finden können. Um 6 Uhr 43' 27" wahi-e
Zeit hatte der Komet 19' 28" im Bogen geringere Rektascension, und
war 9' 59" südlicher, bewegte sich sehr schnell gegen Osten und Süden.
Hen- Dr. Olbeus erzählt Beobachtungen bis den 11. December. Der
Citoyen Bouvaed hat ihn schon den 6. December auf dem Observatorium
des National-Instituts gesehen; Herr von Zach hat Herrn Dr. Olbeks
Bouvaed's und Messiek's Beobachtungen mitgetheilt. Herr Dr. OiiBEKS
erzählt seine eigenen, auf mittlere Pariser Zeit gebracht. Die ganze
Zwischenzeit der Beobachtungen war nur 4| Tag, aber wegen der
sclinellen scheinbaren Bewegung konnte man hoffen, die Bahn ziemlich
genau zu bestimmen und findet:
Zeit der Sonnennähe 1798 Dec. 31. 22'' 15' 15" mittl. Par. Zeit.
Länge des ft = 8^ 9« 30' 2"
Neigung der Bahn = 42" 14' 52"
Länge der Sonnennähe = 1^ 3" 35' 5"
Log. des Abstandes der Sonnennähe = 9,889 186.
Die Bewegung rückläufig.
Die Voraussetzung, welche Herr Dr. Olbeks zuerst mit so viel
Vortheil angebracht hat, dass die Sehnen von den mittleren racUis
vectorihus im Verhältniss der Zeiten geschnitten werden, weicht hier in
so kurzer Zwischenzeit von der Wahrheit nicht merklich ab, also
brauchten die gefundenen Elemente keine Verbesserung, wenn die Be-
obachtungen für richtig angenommen werden. Diese können bei dem
so blassen und schlecht begi-enzten Kometen nicht die schärfsten sein,
und so belohnte es die Mühe nicht, sie noch durch Aberration, Nutatiou,
Parallaxe zu berichtigen. Mit der Rechnung aus den Elementen stimmen
vier Beobachtungen sehr gut zusammen, eine nicht, wo vielleicht der
Fehler in der Angabe des dabei gebrauchten Sternes liegt. Herr Dr.
Olbeks hat nichts von einem Kerne wahrnehmen können, aber die
Herren Scheöter und Häkding mit Spiegelteleskopen, auch, nach Herrn
VON Zach's Berichte, Herr Mechain in Paris, haben einen kleinen Kern
von 2" im Durchmesser durchblicken sehen. Der Komet war der Sonne
fast (3 Mal näher als Jupiter, ward also mehr als 30 Mal stärker er-
leuchtet, als die Jupiterstrabanten, die sich in einem 5füssigen Dollond,
des Lichts ihres Hauptplaneten ungeachtet, noch immer lebhaft zeigen,
Olbers I 19
290 Kometen.
obgleich ihr Durchmesser kleiner ist, als des Kerns seiner angeo;eben
■wird. Da nun Herr Dr. Olbees durch sein erwähntes Werkzeug keinen
Kern hat wahrnehmen können, schliesst er, was sich Anderen so gezeigt
hat, sei kein fester, planetenähnlicher Körper; die Theile der Kometen-
Atmosphäre, welche das Sonnenlicht zurückwerfen, mögen um der ganzen
Masse Schwerpunkt dichter beisammen gewesen sein, als in grösserer
Entfernung, und so anderen lichtstarken Instrumenten etwas wie einen
Kern dargestellt haben, ohne dass solches ein fester Körper gewesen,
dergleichen er mit Gewissheit nie in den Kometen wahrgenommen hat,
die er beobachtete; blos in dem Kometen 1790 hat ihm sein Achromat
etwas Kernartiges gezeigt.
41. ßeobaclitiuigeu des ersten Kometen im Jahr 1799 und
Berechnung der Elemente seiner Bahn.
Aus einigen Briefen.
[Astronomisches Jahrtuch für 1803. S. 101—105.]
Vom 27. August 1799.
Ew. — habe ich anzuzeigen nicht ermangeln wollen, dass ich
den am 7. August von Herrn Mech.^^in in Farls entdeckten Kometen
gestern Abends um 9^ Uhr über dem Stern e im grossen Bären unter
134" gerader Aufsteigung und 50" nördlicher Abweichung gefunden habe.
Erst denselben Tag war mir die Entdeckung dieses Kometen aus dem
Journal de Paris bekannt geworden. Er ist klein, aber sehr lebhaft
von Licht, unglücklicherweise werde ich ihn, weil meine Wohnung
gerade gebaut wird, schwerlich beobachten können.
Am 8. August 14'' 34' fand Mkch.\in seine gerade Aufsteigung =
109'' 16', seine nördliche Abweichung = 43** 54', Bewegung in 24 Stunden
in gerader .Xufsteigung 45', in der Abweichung 34'.
Er scheint sich seit MechjVin's erster Entdeckung der Erde ge-
nähert zu haben, und dürfte noch eine geraume Zeit sichtbar sein.
Vom 4. Oktober ITüO.
Ew. — statte ich den besten Dank für die Güte ab, womit
Sie mir von dem von Herrn Mechain entdeckten Kometen Nachricht
gaben. Mein Brief vom 27. war schon abgegangen, wie ich den Ihrigen
erliielt. Unerachtet der Bau meiner W'olinung mich aus meinem r>e-
obachtungszimmer auf ein Jahr vertrieben hat, so haben Herr Senator
GiLüEMEisTEH unil i( li (leu Kometen doch fleissig beobachtet, indem wir
41. Beobachtungen des ersten Kometen im Jahr 1799 und Berechnung etc. 291
unsere Uhr und Fernröhre bald an diesem, bald an jenem Ort auf-
stellten, so wie es die veränderte Lage des Kometen erforderte. Wir
haben diese wandernde Sternwarte jetzt schon zum vierten Mal verlegt,
und hoffen nun den Kometen bis zu seinem Verschwinden verfolgen zu
können. Unsere Beobachtungen werde ich künftig übersenden. Allein
jetzt will ich die von mir berechneten Elemente, aus den Beobachtungen
des Herrn Messiee vom 10. und 23. August, und eine Beobachtung
des Herrn von Zach vom 8. September mittheilen:
Zeit der Sonnennähe 1799 Sept. 7. 5^ 35' 10" mittl. Par. Zeit.
Long, a 3^ 90 21' 11"
Inkliu. Orb 51» 1' 29"
Long. Perih 0^ 3" 38' 9"
Dist. in Perih 0,840 37.
Mot. retrog.
Diese Elemente stellen die Beobachtungen des August bis gegen
die Mitte des September mit hinreichender Genauigkeit dar. Zur Probe
mag folgende Vergleichung mit zwei Pariser Beobachtungen vom 6. und
15. August und unserer ersten vom 29. August dienen:
Mittlere Pariser Zeit Beob. Länge Beob. Breite
Aug. 6. 14" 59' 14" 3' 13« 55' 13" 20" 13' 43" N.
„ 15. Q" 13' 55" 3^ 18° 28' 5" 26« 10' 8"„
„ 29. B" 43' 49" 4^ 3° 41' 20" 40" 29' 32" „
Sept. 21. 8" 27' 2" 7' 6° 47' 40" 45« 50' 4" „
Fehler
Berechn. Länge Bereehn. Breite der Länge der Breite
Aug. 6. 3^ 13" 54' 20" 20" 13' 40" N. — 0' 53" — 0' 3"
„ 15. 3^ 18" 26' 43" 26" 10' 29" „ — 1' 22" + 0' 21"
„ 29. 4' 8" 41' 0" 40" 31' 1" „ — 0' 20" + 1' 29"
Sept. 21. 7^ 6" 42' 33" 45" 52' 46" „ —5' 7" + 2' 42"
Die Beobachtung des 21. September ist gleichfalls von uns, und
wurde für gut gehalten. Es erhellt also, dass die Elemente noch einer
kleinen Korrektion bedürfen werden, die erst mit dem besten Erfolg
vorgenommen werden kann, wenn wir die letzten Beobachtungen dieses
Kometen gemacht haben. Bei günstiger Witterung hoffen wir ilin bis
zu Ende des Oktobers zu sehen.
Es gereicht Herrn Mechäin's Aufmerksamkeit zur besonderen Ehre,
dass er diesen Kometen so früh entdeckt hat. Der Komet war den
6. August 1,6481 solcher Tlieile von der Erde entfernt, deren der mittlere
Abstand der Sonne 1,0000 enthält. Für den 19. Oktober 12" Berliner
Zeit habe ich aus meinen Elementen berechnet: Länge dieses Kometen
= 8^ 12" 45', Breite = 12" 47' N., Abstand von der Sonne = 1,1391,
19*
292 Kometen.
Abstand von der Erde = 1,5430. Dies wird dienen, ihn wieder zu finden,
wenn man ihn des Mondscheins wegen auf einige Tage verlieren sollte.
Am 1. Oktober verglichen wir den Kometen mit einigen Sternen
Ihrer Karten, die in der Conn. des tems vorkommen, aber auch zugleich
unmittelbar mit y. Ophiuchi. Bei dieser Gelegenheit bemerkten wir, dass
die von La Landk in der Coun. des tems angegebene Deklination von
y. Ophiuclii, einem schönen Stern vierter Grösse, wenigstens um 3i' zu
nördlich sei. Wollaston hingegen setzt, wahrscheinlich aus einem
Rechnungsfehler bei Reduktion der FL^uiSTEED'schen Bestimmung, den
Stern um 4' zu südlich. La Lande hat nämlich für 1800:
Deklination y. Ophiuchi . . . O** 46' 55" N.
WuLLASTox auf 1800 reducirt 9° 39' 15" „
Während der Beobachtung hingegen passirte ein Stern das Feld
des Kreis-Mikrometers, für den La Lanbe angiebt, für 1790 244" 9' 34"
(42—8), Deklination = 9» 45' 43" (8,8), und dieser Stern war der Be-
obachtung zu Folge 2' 5" nördlicher als y.: also würde y. sein für ISOO
in der Deklination = 9" 43' 11".
Da vielleicht der kleine Stern nicht ganz richtig bestimmt sein
konnte, so verglichen wir y. 3 Mal mit i Ophiuchi und fanden im Mittel y.
südlicher 46' 58". Nehmen wir nun für i an auf 1800
nach der Conn. des tems Dekl. für 1800 10" 30' 28"
und ziehen ab 46' 58"
so erhalten wir Deklination von y. für 180() 9» 43' 30"'.
Nach WoLi.ASTON für 1800 10" 29' 52"
weniger 46' 58"
9" 42' 54".
Ich Avill unsere Beobachtungen gar nicht für mehr als eine halbe
Minute zuverlässig angeben; aber gewiss ist es doch daraus, dass die
Deklination von y. in der Conn. des ie»i,* über 31' felilerhaft ist: und
sollte Deklination i Ophiuchi ganz richtig sein, so würde der kleine
mitverglichene Stern von La Lande um 1' zu südlich angesetzt sein.
Aus den Längen und Breiten des Fixsternverzeichnisses in der
Sammlung astronomischer Tafeln, Berlin 1776, habe ich (etwas flüchtigl
berechnet. Die Deklination nach Flamsteeh für ISOO: 9" 41' 32",
nach Hkvel: 9" 42' 37".
Vom S.November 1799.
Mein heutiges Schreiben betrift't abermals unseren Kometen, den
wir hier am 15., 18. und 19. Oktober zuletzt beobaclitet haben, und
wobei ich die Lage der Sterne Ihrer grossen Karten, womit wir den
Kometen verglichen haben, nirgends habe auffinden können.
41. Beobachtuug-en des ersten Kometen im Jahr 1799 und Bereolinung- etc. 293
Am 15. verglich ich den Kometen mit dem Stern 7. Grösse, den
Sie unter dem Stern q oder dem 23. Ophmchi verzeichnet haben. Dieser
Stern folgt meiner Beobachtung nach auf 23. OpJdnchi 31" in Zeit und
ist 29' 26" südlicher. Aus dieser Bestimmung Hess sich diese Beobach-
tung reduciren.
Am 18. wurde der Komet mit dem y und dem ihm vorgehenden
nördlichen Stern 6. Grösse mit v Ophiucld und dem Stern 5. Grösse,
den Sie am Rande des Sobieski'schen Schildes gezeichnet haben, ver-
glichen. Ungefähr Ist für diese Sterne:
1799 6. Grösse Ä. E. 255" 41' Südl. Deklin. 9« 0'
y 6. „ „ „ 256« 11' „ „ 9« 36'
Sobieski'sches Schild 5. „ „ „ 273« 10' „ „ 9» 2'
Am 19. gebrauchten wir hauptsächlich den Stern 5. Grösse, den
Sie F. nennen und der etwa 254" 40' gerade Aufsteigung und 10" 14'
südliche Abweichung hat, zur Vergleichung.
Es wäre mir sehr wichtig, die genaueren Oerter, besonders dieser
letzteren vier Sterne zu haben, da das, wie gesagt, unsere letzten Be-
obachtungen sind, die zur völligen Berichtigung der Bahn gebraucht
werden sollen.
Unsere Vermnthung wegen x Ophiuchi hat sich vollkommen be-
stätigt. Herr von Zach hat den Stern in Bradley 3 Mal beobachtet
gefunden. Seine mittlere Deklination für 1800 ist 9" 41' 47,7". —
Die Vergleichung zwischen y. und i, die wir angestellt, und nach der
wir den Deklinations-Unterschied beider Sterne gefunden, 46' 58", ist
aber fehlerhaft. Die Ursache des Fehlers liegt darin, dass wir ein
Fernrohr dabei gebrauchten, in dem der Durchmesser des Gesichtsfeldes
nicht genau genug bekannt war und etwa um 30" zu klein angenommen
wurde. Der wahre Unterschied der Deklination ist 48' 35". Für die
Mittheilung der artigen Veränderung, die Herr Soldner mit der Formel
für M (S. meine Abhandlung über die Berechnung der Bahn eines
Kometen. 8. Weimar 1797) vorgenommen hat, danke ich recht sehr
und bitte Herrn Soldner meine beste Empfehlung zu vermelden.
42. Ueber eineii neu entdeckten Kometen von 1802.
IMouatliche Korrespoadeuz, Bd. VI, S. 376—381. Oktohev 1802.]
Zu Ende August und mit Anfang September wurde ein sehr kleiner Komet an
drei Orten fast zu gleicher Zeit entdeckt. Pons, Kastellau (Coneierge) der Stern-
warte der Marine in Marseille, . . . entdeckte auch diesmal zuerst, den 26. August, diesen
294
Kometen.
kleinen Kometen in der Schlange des Schlangenträgers. . . . Zwei Tage darauf, den
28. Augnst, entdeckte Mkchaix diesen Kometen in Paris, in demselben Sterubilde.
Den 2. September, Abends um 9 Uhr, entdeckte Dr. Olbers den-
selben Fremdling im westlichen Arme des Schlangeuträgers. Auch ihm
erschien er schwach an Licht und von unbegrenzter Gestalt. . . .
Sehr richtig und schön drückt sich unser würdiger
Dr. Olbeus in seinem Schreiben aus: Oh mir gleich durch Poxs und
Mechalk's Auffindung die Meine Ehre der ersten Entdeckung dieses
Kometen geraubt tvird, so versichere ich doch mit Walirheit, dass ich
mich sehr über diese Nachricht gefreut habe. Es ist ein Beweis, wie
sorgfältig immer der Himmel durchmustert wird, da ein so kleiner Komet
an drei verschiedenen Orten aufgefunden worden ist: und dies giebt
uns die angenehme Hoifnung, dass nicht leicht ein Komet, den unsere
Xachtfernröhre sichtbar machen können, unbemerkt bei der Erde vorbei-
streichen kann.
Dr. Olhees hatte folgende Beobachtungen des Kometen angestellt;
allein schlechtes Wetter und Mondenschein erschwerten sie sehr. Das
ausserordentlich blasse Licht des Kometen und seine unbegrenzte Figur
verhinderte alle Genauigkeit, weswegen er auch um billige Nachsicht bittet.
1802
MitÜ. Zeit
A. R. des
Abweichung
Sterne, womit verglichen
in Bremen
Kometen
nördlich
^^•ordpn
Sept. 2.
IIb 0' H"
250» 5:r 11"
4" 31' 50"
* Hixt. ci-lest. franr.
. 4.
91« G' 20"
251" 27' 58"
7» 56' 42"
149 Sclilangentr. nach Bodb
5.
91-31' 5"
251» 46' 4"
90 37' 22"
x Schlanu-ciiträger
„ 6.
9l> 1' 30"
252» 3' 38"
11» 9' 47"
96 Schlaugeutr. nach Bopk
» 7-
8i> 29' 4"
252" 20' 58"
12« 38' 9"
60 Herkules Flamsteed
n 8.
8h 27' 0"
252« 37' 22"
14« h' 13"
33 Sclilangentr. Flamsteed
„ 13.
8h 14' 20"
253» 59' 13"
20» 15' 7"
206 Herkules Bode
Vom 8. bis IL September war es trübe; am 12. heiter. Dr. Olbers
sah den Kometen bei dem fast vollen Monde mit vieler Mühe, aber
eine Beobachtung war nicht möglich. Auch den 13. September war dei'
Komet bei dem starken Mondenschein kaum zu sehen. Da er indessen
über No. 206 des Herkules und mit diesem Stern zugleich im Fern-
rohr stand, so verglich er ihn, so gut und so oft er konnte. Die Ein-
und Austritte am Kreis-Mikrometer mussten aber mehr geschätzt, als
wirklich gesehen werden.
Damit dieser kleine Komet nicht durch den Mondenschein wieder
ganz verloren gehe, berechnete Dr. Oi.beks gleich nach der JJeobacli-
tung des 7. September beiläufige Elemente seiner Halm. Xachdeni er
aber die Beobachtung am 13. September gemacht hatte, bestimmte
er diese Bahn etwas genauer, als er vorher aus einer Zwischenzeit von
43. Ueber den ueueu Kometen von 1802. 295
nur 5 Tagen bei so dürftigen Beobachtungen tliun konnte. Hier sind
diese beiden Elemente:
I.
Zeit der Sonnennähe 1802 Sept. 13. 22"» niittl. Bremer Zeit.
Länge des Knotens . . =10^ 10« 53'
Neigung der Bahn . . = 59" 6'
Länge der Sonnennähe. = 11^ 7" 24'
Log. des Abstandes . . = 0,036 76.
Bewegung rechtläufig.
IL
Zeit der Sonnennähe 1802 Sept. 9. 19'' 34' mittl. Bremer Zeit.
Länge des Knotens . . =10^ 10« 10'
Neigung der Bahn . . = 56" 58'
Länge der Sonnennähe . =11^ 2" 0'
Log. des AbStandes . . = 0,039 297.
Bewegung rechtläufig.
Diese Elemente, die freilich am Ende der Beobachtungen noch
einer beträchtlichen Verbesserung fähig und bedürftig sein werden, sind
indessen hinreichend, vorläufig des Kometen bisherigen Lauf, Abstand
von Sonne und Erde u. s. w. darzustellen, und seinen künftigen Ort
voraussagen zu können. Dr. Olbees berechnete hiernach den Abstand des
Kometen von der Erde den 28. August = 0,391 77, am 2. September ==
0,460 6, am 13. September = 0,597 8, am 30. September = 0,83116.
Der Komet entfernte sich also sogleich von der Erde. Ueber das Ansehen
dieses Kometen berichtet Dr. Olbers noch Folgendes: „Je mehr Kometen
ich zu sehen Gelegenheit habe, um so viel räthselhafter wird mir die
Natur dieser sonderbaren Weltkörper. Auch dieser scheint wieder ganz
aus leichtem Dunst zu bestehen, dessen Theile in der Mitte nur etwas
gedrängter bei einander sind, ohne einen festen Kern zu bilden. Die
Dunstmasse hält über 5 Halbmesser der Erde im Durchmesser. . . .
43. üel)er den iieuen Kometen von 1802.
[Monatlidie Korrespoudeuz, Bd. VI, S. 50B. November 1802.]
Bremen, den 20. November 1802.
Den kleinen Kometen habe ich bis zum 2. Oktober beobachtet.
Hier folgen die Resultate nach dem 13. September.')
') Siehe vorige Nummer.
20t)
Kometen.
1802
Mittl. Zeit
in Bremen
A. B. des
Kometen
Abweichung
nördlich
Sterne, womit vergliclien
Sept. 19.
Sh 30' 15"
255« 33' 12"
26» 4' 20"
246 u. 250 Hetk. u. Bode's Kat .
„ 20.
Sh 6' 20"
255" 49' 24"
26« 52' 35"
242 — — —
„ 21.
7h 48' 4"
256» 4' 41"
27« 40' 34"
242 _ _ _
„ 23.
8h 4' 2"
256« 35' 50"
29» 11' 54"
252 _ _ _
„ 24.
81- 52' 38"
256» 51' 24"
29« 52' 39"
* Hist. eilest, fraw;.
„ 25.
8h 53' 0"
257» 8' 27"
30« 34' 51"
* _
„ 29.
7h 16' 20"
258» 13' 5"
33« 6' 7"
72 Herkules n. Flamsteed
„ 30.
8h 43' 38"
258« 29' 33"
33» 42' 56"
68 — - -
Okt. 2.
11h 54' 30"
259» 6' 16"
34« 51' 23"
283 nach Bode's Katalug
Die beiden Sterne No. 246 und 250 sind von D-uiquieb bestimmt;
sie kommen aber auch in der Histoire Celeste franr. vor. Dakcjuiek's
Angaben sind fehlerhaft. Nach ihm ist der Deklinations-Unterschied
beider Sterne 2' 40", nach La Laxde 4' 30", nach meiner Beobach-
tung 4' 34". Die yR finde ich 2' lo" zu klein. Ich habe die Position
der Sterne nach der Histoire Celeste frang, von d Herkules abgeleitet.
Am 20. September um 9 Uhr Abends bedeckte der Komet einen
kleineu Stern 10. Grösse, der nach Gildemeister's Beobachtung, der
gerade diesen Abend den Kometen mit beobachtete, No. 242 Herkules
3' 44" in Zeit vorgeht und etwa 2H' südlicher ist. Der Stern, im
Kometennebel eingehüllt, behielt ungeschwächtes Licht, der Komet hin-
gegen verschwand beinahe vor dem hellen Lichte des Sterns.
Am 30. Oktober war der Komet nocli zu sehen: allein Berufs-
geschäfte unterbrachen und verhinderten die Beobachtung. Nach dem
3. war es bis zum Mondschein trübe. Hier sind die verbesserten Ele-
mente der Bahn dieses Kometen, die indessen von den letzten unver-
besserten nur wenig abweichen. Bei diesen nun mitzutheilenden liegen
die Beobachtungen bis zum 30. September zum Grunde.
Zeit der Sonnennähe 1802 Sept. 9. 21'' 58' 20" Bremer mittl. Zeit.
Länge des Knotens
Neigung der Bahn . .
Länge der Sonnennähe
Log. des Abstandes
Bewegung reclitläufig.
= 10^ 10" 15' 39"
= 57« 0' 47"
=- IP 2« 9' 4"
= 0,039 061.
45. Fortgesetzte Beobachtitngeu d. Kometen v. 1802 und vorlätifige Elemente etc. 297
44. Eutdeckimg des (vorigen) Kometen Yon 1802.
Aus einem Schreiben vom 4. September 1802.
[Astronomisches Jahrbuch für 1805, S. 232—233.]
Mit Vergnügen eile ich Ilinen anzuzeigen, dass ich am 2. September
nach 9 Uhr einen kleinen Kometen im westlichen Arm des Ophiuchus
nicht weit von No. 45 Flamsteed im Herkules entdeckt habe. Der
Komet ist von sehr blassem Licht, gleicht einem unbegrenzten, 2' bis
3' im Durchmesser haltenden, in der Mitte etwas weniges hellerem
Nebel. Die Gestalt und Lichtschwäche des Kometen verhinderte alle
genauen Beobachtungen desselben, die noch dadurch erschwert wurden,
dass ihm kein bekannter Stern auf seinem Parallel nahe genug war,
und öftere AYolkenstreifen die Beobachtungen unterbrachen. Indessen
verglich ich ihn ein paar Mal mit einem kleinen Stern 8. oder 9. Grösse,
der ihm vorging, und diesen wieder mit No. 36 und 37 Flamsteed im
Herkules, woraus ich erkannte, dass der kleine Stern in der Hist. cel.
franrj. vorkömmt. Aus allem schloss ich um 10" 50' Ä. B. des Kometen =
250" 53', nördliche Deklination =4" 32'. Die Bewegung des Kometen
nach Norden war während der Beobachtung sehr merklich.
Gestern am 3. September war es trübe und heiterte sich erst gegen
11 Uhr etwas auf Der niedrigen Lage und der dunstigen Luft wegen
war der Komet kaum im Fernrohr zu sehen und eine ordentliche Be-
obachtung unmöglich. Er stand nun in der nach Osten verlängerten
Linie durch l und y. Herkules. Hieraus, und aus der Vergleichnng
seiner Lage dem Augenmaasse nach mit anderen benachbarten Sternen,
schloss ich, dass er jetzt Q^ ° oder höchstens 64^ " nördliche Deklination
hatte, und seit dem vorigen Tage seine gerade Aufsteigung wenig ver-
ändert sei.
45. Fortgesetzte Beobaclitiingen des Kometen von 1802 nnd
vorläufige Elemente der Balm desselben.
Unterm 14. September 1802 eingesandt.
[Astronomisches -Jalirlmch für 1805, S. 247—248.]
Jetzt kann ich Ihnen einige nähere Nachricht von dem Kometen
geben. Witterung und Mondschein sind den Beobachtungen sehr un-
298
Kometen.
günstig gewesen, und ich kann von diesen also keine Genauigkeit rühmen.
Indessen habe ich mir alle Mühe gegeben, und da nun der Vollmond vorbei
ist, so holte ich den Kometen noch eine geraume Zeit zu sehen, obgleich
er sich schon wieder von der Erde und von der Sonne entfernt. Hier
meine bisherigen Beobachtungen:
1«02
Mittlere Zeit
Scheinbare
gerade Aufsteig'.
Scheinbare
nördl. Dekl.
Verglichene Sterne
Sept. 2.
llh 0' 6"
250" 53' 11"
4» 31' 50"
* Eist. Cd.
. 4.
gl" 6' 20"
251« 27' 58"
7» 56' 42"
149 Ojjhiuchus. Bode
„ 5.
Gl» 31' 5"
261» 46' 4"
9» 37' 22"
k Ophimliiis
„ 6.
91 1' 30"
252» 3' 38"
11» 9' 47"
96 Ophiuchus, Bode
„ 7.
Si 29' 4"
252» 20' 58"
12» 38' 9"
60 Herkules, Flamsteed
. 8.
81'27' 0"
2520 37' 22"
14» 5' 13"
33 Ophiuchus, Flamsteed
„ 13.
8h 14' 20"
258» 59' 13"
20» 15' 7"
206 Herkules, Bode
Folgende von mir berechneten Elemente können der dürftigen Be-
obachtungen wegen noch nicht sehr genau sein, indessen sind sie hin-
reichend, den künftigen Lauf des Kometen darnach im Voraus bestimmen
zu können:
Zeit der Sonnennähe 1802 Sept. 9. 19'' 34' mittl. Bremer Zeit.
Länge des ft =10' 10" 10'
Inklination = 56° 58'
Länge der Sonnennähe . . =11^ 2" 0'
Log. des Abstandes derselben = 0,039 297.
Bewegung rechtläuflg.
46. Entdeckung, ßeoLaditnng und Boreclinung der Ualiii
des Kometen vom Jaliro 1804.
Unterm 15. Juli 1804 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1807. S. 229-233.]
Am 12. März 1804, Abends gegen 12 Uhr, entdeckte ich einen
Kometen zwischen dem Bootes und der Jungfrau, nahe bei dem 725. Stern
der 11)' nach Bi)])E. Er war grösser und augenfälliger, als der bekannte
Nebeltleck über der ^^'aage am Berge Menalus. Der starke Wind macht«
die Beobachtungen ungewiss. Nach einer Vergleichung mit No. 725 war
um 12'' 5f)' 4'.i" mittlere Zeit die Ä. R. des Kometen = 22t>" 15' 43"
46. Entdeckung-, Beobachtung u. Berechnung- der Bahn des Kometen von 1804. 299
und die Deklination durch einen anderen Stern ^ 7^ 9' 53" nördlich.
Letztere bleibt deswegen nicht ganz sicher, -weil ich nicht gewiss bin,
ob der Stern, wodurch sie bestimmt wurde, wirklich der dafür ange-
nommene Stern der Hidoire Celeste ist. Ich glaube es zwar, aber dann
niuss bei der Durchgangszeit in der Histoire Celeste der unrechte Faden
angegeben sein (der erste und zweite, statt des zweiten und dritten).
Am 13. war es sehr heiter. Der Komet "wurde schon früh wahr-
genommen, und einmal, da er noch sehr schwach seines niedrigen Standes
wegen erschien, mit No. 16 Serpentis, nachmals mit d Serpentis ver-
glichen. Aus der ersten zweifelhaften Beobachtung folgte für 9^ 8' 52"
mittlere Zeit: A. R. = 220° 20' 52", Deklination = 10" 52' 52" nörd-
lich. Aus der anderen besseren für U'' 40' 5": Ä. R. = 220" 19' 47",
Deklination = 11" 19' 34". Das Ansehen des Kometen noch so wie
gestern. Der Komet im Kometensucher sehr lebhaft, im Achromat von
blassem und konfusem Lichte, mit blossen Augen gar nicht zu sehen.
Am 14. sehr heiter. Der Komet wurde erst mit 6 Bootis und später
mit No. 279 Bode in eben diesem Gestirn verglichen. Nach der ersten
Beobachtung war um 8^ 56' 40": A. R. = 220" 21' 48", Deklination =
15" 1' 20", nach der anderen um 12'' 22' 26": A. R. = 220" 22' 7",
Deklination = 15" 32' 33". Letztere Beobachtung halte ich für besser.
Bei der Gelegenheit bemerkte ich, dass die Deklination von No. 321
Bode nach La Lande fehlerhaft ist. Sie wurde gefunden = 15" 15' 39".
Am 15. dunstige Luft und öftere Wolken. Der Komet sehr schwach
von Licht. Er wurde zwei Mal etwas unsicher mit einem kleinen
Stern der Hist. cel. verglichen. Es fand sich daraus für 8'' 54' 10":
A. R. = 220" 23' 51", Deklination = 18" 54' 37".
Am 16. Wolken. Ich sah den Kometen, aber es war keine Beob-
achtung möglicli. Bis zum 20. trübe. Am 20. heiter, aber sehr starkes
Mondlicht. Der Komet wurde mit grosser Mühe gefunden. Nach einer
unsicheren Vergleichung mit No. 348 und 378 Bode war um 9'» 22' 10":
A. R. = 220" 16' 48", Deklination = 34" 10' 52". (Immer ist mittlere
Zeit zu Bremen zu verstehen.)
Am 22. wurde der des hellen Mondscheins wegen kaum zu er-
kennende Komet durch das Faden-Mikrometer mit einem Stern 7. Grösse
verglichen. Dieser Stern steht nicht in Bode's Karten, auch konnte
ich ihn anfangs nicht in der Hist. cel. finden. Allein, er kommt doch
p. 9 vor und ist No. 295 nach Bode's Verzeiclmiss. Ich bestimmte die
Position des Sterns durch No. 302 oder n Bode. Den Beobachtungen
nach war um 8^ 59' 13": A. R. Cometae = 220" 3' 12", Deklination =
38" 34' 23". — Ein anderer Stern 7. Grösse, der nach der Eist. cel.
nahe bei n oder No. 302 Bode beobachtet wurde, fehlt jetzt am Himmel.
Seite 164 der Hist. cel. nämlich steht:
I
300 Kuuieteu.
Mittl. Faileu Dritter Faden Abst. v. Scheitel
(302 oder n Bodk) 6 14. 42. 25,5 10« 41' 52"
7. 14. 42. ILI 10« 35' 15"
Der letztere ist nicht mehr am Himmel zu liiideu.
Am 27. massig heiter, von Wolken oft unterbrochen. Der Komet
vor dem Aufgang des Mondes noch gut zu sehen, obgleich sein Licht
schon sehr abgenommen hatte. Er wurde mit No. 38 Bootis Flamsteed
und mit No. 360 Herkules Bode verglichen. Für 8^ 59' 43": Ä. JB. =
219" 17' 11", Deklination = 46" 43' 27".
Am 28. sehr heiter. Der Komet noch gut zu sehen: zuweilen schien
selbst ein kleiner Kern durchzublicken. Der Komet wurde mit No. 346
und 358 Bootis verglichen. Vom ersteren Stern scheint die A. E. in
Herrn Bode's Yerzeichniss etwa 11' zu gross. Auch ist die Präcession
wahrscheinlich durch einen Druckfehler 10" zu gross angesetzt. Aus der
Vergleichung mit No. 358 folgte für 8'" 28' 2": Ä. B. des Kometen =
219" 6' 10", nördliche Deklination = 47" 52' 44".
Den 29. heiter, aber der Komet viel lichtschvvächer als gestern. Er
wurde mit Flamsteed's No. 39 und 47 Bootis verglichen. Um 8'' 45' 41"
war Ä. E. = 218" 54' 26", Deklination = 49" 0' 29".
Am 1. April war der Komet im Nachtfernrohr ungewöhnlich glänzend,
welches aber daher rührte, dass ein kleiner Fixstern 9. Grösse mit in
seinem Nebel gehüllt stand. Im Achromat konnte man des Kometen
nur mit vieler Mühe bei dem Fixstern gewahr werden. Ich verglich
ilin mit No. 2 im Mauerquadranten, dessen Position ich aus den Me»i. de
1790 ableitete. Für den Kometen war um 9>' 1' 52": .4. E. = 218" 15' 37",
die nördliche Deklination =51" 51' 36".
Bis zum 8. April blieb es trübe. Am 8. konnte ich aller ange-
wandten Mühe ungeachtet den Kometen nicht mehr finden.
Herr Dr. Gauss und Herr Hauptmann von Wahl haben die Bahn
dieses Kometen aus meinen Beobachtungen berechnet, und folgende
Elemente gefunden:
Herr Dr. Gauss. Herr v. Wahl.
Zeit d. O Nähe 1804 13. Febr. 14" 16' 16" 14" 25' 45" mittl. Par. Zeit.
Log. des Abst. d. Nähe 0,029 857 5 0,031412 3
Länge der Nähe 148" 44' 51" 149" 4' 25"
Länge des ft 176" 47' 58" 176" 53' 29"
Neigung der Bahn 56" 28' 40" 56" 56' 2"
Die Bewegung reciitläufig.
Die Elemente des Herrn Dr. Galss stimmen besser mit den Beob-
achtungen überein; nur die vom 20. und 22. März, da der Mondschein
so hinderlich war, weichen um einige Minuten ab. Bei den übrigen
46. Eutdecknug, Beobachtung u. Berechimug- der Bahn des Kometen von 1804. 301
acht ist der Fehler in der .4. E. immer unter einer Minute und in der
Deklination nur drei Mal grösser als eine Minute.
Um die geocentrischen Erscheinungen des Kometen auf einmal über-
sehen und seine relative Bewegung gegen die Erde beurtheilen zu können,
habe ich folgende kleine Tafel nach Elementen berechnet, die mir Herr
Dr. Gauss schon früher mitgetheilt hatte, und die von den obigen ver-
besserten nur- unbedeutend abweichen. Die Lichtstärke des Kometen
für den 10. März, an welchem Tage ihn BorvARD entdeckte, habe ich
= 1,000 angenommen.
1804. Bremer Zeit. geoc. Lauge.
geoc. Breite.
Abst.
Abstand j
Lichtst.
Febr. 13. 14" 49' 8^ 2" 24'
55° 59' S.
1,074 1
0,507
0,236 9
März 4. 14" 49' 1' 16° 2'
14« 5' ,,
1,123 9
0,240 7
0.960 1
7. 18" 33' 7' 12" 7'
0» 0' „
1,140 1
0,227 2
1,046 9
„ 10. 16" 23' 7^ 8« 6'
18^36'N.
1,156 9
0,229 1
1,000
„ 20. 9" 2' 6^ 22» 51'
46« 41' ,.
1,223 8
0,319 2
0,460 2
April 1. 8" 41' 6^ 4° 26'
60« 55' „
1,325 7
0,512 3
0,152 3
8. 14" 49' 5^ 27° 33'
62« 14' ,.
1,394 9
0,649 8
0,085 5
Man sieht also, dass der Komet in den Südländern schon nach der
Mitte des Februars mit Fernröhren hätte gefunden werden können.
Der Komet wich in seiner scheinbaren Bewegung vom 13. Februar bis
zum 23. März sehr wenig von dem Deklinationskreise ab, den man sich
durch den 220.« des Aequators gezogen denken kann. Vom Februar
bis zum 9. März näherte er sich der Erde, von der er in seinem kleinsten
Abstände nur 0,226 2 solcher Theile entfernt blieb, deren der mittlere
Abstand der Erde von der Sonne 1,000 hat. Am 3. März kam der
Komet über unseren Horizont. Am 7. ging er durch seinen Sl, und an
diesem Tage entdeckte ihn Pons zu Marseille fast in seiner grössten
Lichtstärke. Diese Lichtstärke nahm nach dem 10. März mit zunehmen-
der Entfernung von Sonne und Erde schnell ab, und es ist nach obigen
Angaben kein Wunder, dass er am 8. April in meineu Fernröhren nicht
mehr sichtbar war.
Einen deutlichen Kern habe ich an diesem Kometen nicht unter-
scheiden können, so wenig als irgend eine Spur von einem Schweife.
Der Durchmesser des mir sehbaren Nebels mochte ungefähr sechs Halb-
messer unserer Erde betragen.
302 Kometen.
47. Mittlieilung" über die Entdeckniig eines Kometen am
12. März 1804.
[GOttingische gelehrte Anzeigen. 1. Bd. von 1804, 51. Stück vom 31. März 1S04. S. 407.]
lu einem Schreiben des Herrn Dr. Olbers an unseren Herrn Hof-
rath Mayee Anrd der Königlichen Societät der ^^'issenschaften die
Nachricht von einem Kometen mitgetheiU, den Herr Dr. Olbers den
l'J. März Abends gegen 12 ülir unter dem J5oofe.s- nahe bei dem 725. Sterne
der Jungfrau, nach Bode's Verzeichnisse, wahrgenommen hat. Der Komet
erscheint im Nachtfernrohre ziemlich lebhaft und grösser, aber etwas
blasser und unbegrenzter, als der bekannte Nebelfleck über der Waage
am Berge Menalus, der nicht sehr weit vom Kometen entfernt war.
Im grossen Achromat schien ein verwaschener Kern diu'chzublicken.
Nach einer beiläufigen Bestimmung war die Rektascension des Kometen
den 12. März um 12 Uhr 57' wahrer Zeit = 220" 16', nördliche Ab-
weichung 7» 10'. Am 13. um U^ 40' gerade Aufsteigung = 220" 20',
nördliche Abweichung = 11° 20'. Der Komet geht also mit wenig ver-
änderter Rektascension ziemlich schnell nach Norden und ist in An-
sehung der Länge rückläufig. Von seinen ferneren Beobachtungen und
Rechnungen wird Herr Dr. Olbers der Societät mit der Zeit weitere
Nachricht ertheilen.
48. Beobachtungen der beiden im Jahre 1805 erschienenen
Kometen.
Unterm 23. December 1805 eingesandt.
[Astronomisches .Talirbuch für 180!), S. 134—136.)
Von beiden Kometen dieses Jahres kann iih nun einige nähere
Nacliricht geben. Den ersten am 20. Oktober vom Hofrath Huth, Pons
in Marseille und Bouvard in Paiis fast zugleich entdeckten, liahe ich
nur vier Mal folgcndermaassen beobachten können, weil der lliniiiiel
fast immer trübe blieb.
Scheiiib. A. M. Deklination
Okt. 29. 16'' 23' 56" 188" 10' 13" 14" 33' 42" N.
„ 31. 16'' 31' 18" 191" 16' 54" 11" 11' 8" „
Nov. 12. l?"- 46' 34" 206" 29' 57" 5" 33' 37" S.
,. l:i. IS^ V 13" 207" 47' 57" 6" 46' 7" ..
48. ßeobaclitungeu der beiden im Jahre 1805 erschienenen Kometen. 3()3
Die beiden letzten Beobachtungen Ovaren dei- Dämmerung und des
Mondscheins wegen nicht wenig schwierig. Der Komet, an Lichtstärke
einem Sterne 4. Grösse gleich, war in einer an kenntlichen Sternen
sehr armen Himmelsgegend. Ich musste beide ilal das Fernrohr un-
verrückt bis zum folgenden Abend stehen lassen, um aus dem Dui'ch-
gange bekannter Sterne die kleinen Sterne sicher zu erkennen, mit
denen ich den Kometen verglichen hatte. Am 12. November waren dies
blos einige Sterne der Hist. ceL am 13. aber No. 556 Mayee, der sich
zugleich mit dem Kometen im Fernrohre befand.
Aus meinen und Ihren mir gütigst mitgetheilten Beobachtungen
hat Herr Bessel nach meiner Methode durch wiederholte Rechnung
die Elemente der Bahn dieses Kometen so abgeleitet:
Zeit der Sonnennähe 1805 Nov. 18,137 82 mittl. Par. Zeit.
Länge des ft = IP U» 37' 19"
Neigung der Bahn . . . = 15" 36' 36"
Länge der Sonnennähe . . = -1= 27" 51' 28"
Log. d. kleinsten Abstandes = 9,578 201 5 0,378 6.
Die Bewegung rechtläufig.
Diese Elemente stimmen mit unseren Beobachtungen, wie folgt:
Mittl. Par. Zeit
Beob. Länge
Fehler
Beob. Breite
Fehler
Beobachter
Okt. 22,686 47
163" 20' 52"
- 0' Vi"
23« 1'42"
+ 2' 11"
P. BODE
„ 27,675 47
176».5.y24"
+ 2' 50"
18« 27' 24"
— 0' 16"
„ 29,665 32
181 «33' 33"
+ 2' 8"
16« 35' 0"
- 0' 11"
Dr. Olbehs
„ 31,670 44
185« 51' 58".
0' 22"
14« 44' 11"
- 0' 9"
n
„ 31,673 82
185« 51' 32"
+ 0' 22"
HO 4:3' 44"
+ 0' 8"
P. BoDE
Nov. 12,722 71
206 «35' 44"
4- 1' 20"
5« 2' 46"
+ 0' 42"
Dr. Olbers
„ 13,732 88
208« 14' 20"
— 1' 1"
4" 22' 35"
- 0' 46"
7)
Der Komet war an sich viel grösser als der folgende. Am 30. Ok-
tober sah ich schon einen schwachen Schweif, der am 1. November noch
deutlicber war und sich bis auf 2i" im Kometensucher verfolgen liess.
Mir blickte auch immer ein nebliger Kern hindurch.
Den anderen Kometen hat bekanntlich schon Poxs am 10. November
und BorvAKD am 16. November entdeckt. Ich sah ihn zuerst am 2. De-
cember und konnte ihn am 2. und 3. December beobachten. Aus diesen
Beobachtungen und den in den Zeitungen bekannt gemachten Positionen
vom 10., 16. und 22. November (letztere Beobachtung vom Hofrath Hcth)
bestimmte der unermüdete Bessel vorläufig die Bahn. Hieraus ergab
sich nun, dass der Komet sich der Erde stark nähere und am 8. De-
cember in seiner Erdnähe sein, nach dem 9. aber, seiner grossen süd-
lichen Breite wegen, für unsere Polhöhen nicht mehr aufgehen würde.
Da nun der Mond am 8. December erst nach 6 Uhr aufging, so konnte
ich meinen Freunden die Sichtbarkeit des Kometen mit blossen Augen
304 Kometeu.
au diesem Tage voi'lier anzeigen. Das AVetter begünstigte uns. Der
Komet war sehr schön zu selien und blieb noch selbst nach dem Aufgange
des Mondes dem blossen Auge sichtbar. Er hatte einen sehr kleinen,
aber sehr bestimmten planetenartigen Kern und einen grösseren Dunst-
kreis, ohne alle Spur von Schweif. Hier zuerst meine Beobachtungen:
Mittlere Zeit A. B. Deklination
Dec. 2. 5" 34' 9" 4" 47' 8" 18*> 59' 10" N.
„ 3. 5^ 48' 39" 3° 39' (V 15" 6' 58" ,.
„ 8. S"- 27' 22" 353" 21' 40" 22" 53' 40" S.
,, 8. 6'' 46' 23" 353" 9' 15" 23" 32' 22" ,,
Hierauf hat Herr Bessel folgende verbesserte Elemente berechnet:
Zeit der Sonnennähe 1805 Dec. 31,263 51 mittl. Par. Zeit.
Länge des ft = 8M0" 34' 42"
Neigung der Bahn . . . = 16" 30' 24"
Länge der Sonnennähe . . = 3' 19" 21' 55"
Log. d. kleinsten Abstandes = 9,950 379 0,892 0.
Die Bewegung rechtläufig.
Diese Elemente stimmen auf eine sehr auffallende Art mit den
Elementen des Kometen von 1772 überein, der aber leider schlecht be-
obachtet ist. Mit grossem Verlangen sehen wir genaueren Beobach-
tungen dieses Kometen entgegen, der hoffentlich auch im Mittagsfernrohr
gesehen worden ist. Möchte ihn Dr. Hohnei!, der vielleicht noch auf der
Südseite des Aequators ist, auch haben beobachten und lange genug ver-
folgen können! Es wäre äusserst merkwürdig, wenn dieser kleine Komet
alle 33 Jahre einen Umlauf vollendete und sich nie weiter als Uranus
von unserer Sonne entfernte.
Für beide Kometen hat Pons von L.\ Lande seinen ausgesetzten
Preis, für jeden 100 Franken, erhalten.
49. Beoliaclituiigen des Kometen von 18(17 und ßemerknngen
über denselben.
Aus verschiedenen Briefen.
[ABtronoraisches .Tahrburh für 1811, S. 11!)— 124,1
Vom 10. Oktober 1807.
Für Ihre gütige Nachricht von dem Kometen danke ich recht sehr.
Zwar hatte ich diesen schon gesehen. Er ist den 3. Oktober in den
49. Beobacbtiuigeu des Kometen vou 1807 nncl Bemerkungen über denselben. 305
umliegenden Oertern von Bremen zuerst wahrgenommen. Am 4. Oktober
sah ihn Herr Justizrath Schkötek und Herr Inspektor Bessel fast in
demselben Augenblick, und letzterer konnte ihn einmal mit m am Waage-
balken vergleichen. Am 5., 6. und 7. habe ich den Kometen blos zwischen
Wolkenspalten gesehen; aber am 8. und 9. ist er sowohl hier als in
Lilienthal sehr gut beobachtet worden. Meine Beobachtungen werde ich
zu seiner Zeit einschicken.
Die Mittheilung Hirer Beobachtung vom 1. — wahrscheinlich der
ersten im nördlichen Europa — war uns ungemein angenehm, um bald
zur vorläufigen Bahnbestimmung des Kometen zu gelangen. Nach der
Beobachtung des 8. beschäftigte sich Herr Bessel bis gegen 12 Uhr
mit Eeduktion derselben, aber doch konnte dieser eifrige und bewunderns-
würdige Astronom der Begierde nicht widerstehen, noch in derselben
Nacht die Bahn vorläufig zu berechnen, womit er schon um 3 Uhr
Morgens fertig war.
Diese Elemente werden natürlich, wenn wir erst eine längere Zeit
den Kometen beobachtet haben, noch Verbesserungen' erleiden. Indessen
habe ich mich gestern damit beschäftigt, die bisherigen und künftigen
Erscheinungen des Kometen darnach zu untersuchen. Der Komet ist
am 15. September, von der Erde ausgesehen, in 27":^;: durch seinen Sl
gegangen. Es wäre sehr zu wünschen, dass wir aus südlicheren Gegenden
ein Paar Beobachtungen vor der Sonnennähe erhalten möchten; und
ich hofte es von Marseille. Am 1. Oktober war sein Abstand von der
Sonne = 0,683, von der Erde = 1,123. Schade, dass die Neigung seiner
Bahn so gross ist, er würde sich sonst der Erde ungemein nähern. So
aber bleibt er fast den ganzen Oktober und November in gleichem oder
wenig verändertem Abstände von ihr. Am 28. Oktober geocentrische
Länge = 8' 7 ", Breite = 48 '', Abstand von der Sonne = 0,960, von der
Erde = 1,051; steht mitten im Herkules. Von da geht er zur Leyer nicht
weit von a Ijyrae vorbei und hat am 20. November 9^ 24*' Länge und
62" nördliche Breite; Abstand von der Sonne = 1,291, von der Erde =
1,118. Mit dem December nimmt seine Entfernung von der Erde schnell
zu, ist am 10. December schon = 1,314 (von der Sonne = 1,587), wo der
Komet unter Deneb im Schwan sich zeigt, doch glaube ich, werden
Astronomen ihn noch bis in"s künftige Jahr mit Fernröhren durch die
Erdaxe verfolgen können.
Hier seine Lichtstärke, die den 1. Oktober = 1,000 gesetzt:
Okt. 1.
1,000
„ 11.
0,854
„ 28.
0,578
Nov. 20.
0,277
Dec. 10.
0.136
Olbers 1 20
306 Koineteu.
Es scheint mir, dass der Komet bis im December noch gut mit
blossen Äugen sichtbar sein wird.
Dies ist also gewiss einer der merkwürdigsten und an sich auch
einer der grössten Kometen, die je gesehen worden sind. Zwar ist sein
Schweif nicht sehr gi-oss, aber sein Kern ungemein glänzend. Nach
Schkötek's erster Messung musste dieser Kern völlig so gross sein, wie
unsere Erde (mir kommt der Kern indessen nur etwa 10" im Durch-
messer vor). Sehr vortheilhaft für Beobachtungen über die Natur dieser
räthselhaften Weltkörper scheint es mir zu sein, dass er so lange in
fast gleichem Abstände von der Erde bleibt ; denn so können wir gewiss
sagen, dass die Veränderungen, die wir an seinem Kern, seiner Atmo-
sphäre und seinem Schweif wahrnehmen werden, blos von seiner Eelation
gegen die Sonne abhängen. Und wenn er diesen bestimmten Kern immer
im Fernrohr behält, so wird er sich eben so scharf beobachten lassen,
als die kleinen Planeten, und da wir ihn bis über sein Latus rectum
hinaus verfolgen werden, so hofte ich nicht in der Voraussagung zu
irren, dass wir auch die Natur seiner Laufbahn mit Gewissheit, und
seine Umlaufszeit beiläufig werden berechnen können, besonders, wenn
wir noch ein paar Beobachtungen vor der Sonnennähe erhalten sollten.
Die Koma des Kometen erscheint mir gegen die Sonne zu äusserst
dünn und unbegi'enzt, der Schweif gegen Norden etwas konvex, und
diese konvexe Seite ungleich leichter uiul unbegrenzter als die südliche
konkave.
Vom 27. Oktober 1807.
Recht sehr danke ich Ihnen für die interessanten Nachrichten vom
Kometen.
Hier meine bisherigen Beobachtungen über den Kometen:
1807. Mittlere Zeit
Okt. 8. 6" 50' 27"
„ 9. e"- 31' 4"
„ 0. 7" 42' 31"
„ 11. 7" 0' 36"
„ 11. 7" 15' 12"
„ 13. 6'' 37' 39"
I
)»
))
14. 6" 39' 25"
17. 6"' 47' 49"
„ 18. 8» 35' 20"
„ 19. 6" 28' 56"
„ 20. 6^ 50' 39"
„ 23. 7" 47' 39"
„ 25. 6'' 17' 10"
Stheiub. A
. Ä.
231"
1'
6,1
232"
2'
14"
232"
- 1
19"
234"
4'
22"
234"
4'
41"
236"
4'
21"
237"
3'
49"
240"
1'
4"
241"
3'
40"
241"
57'
19"
242"
56'
44"
245"
54'
17"
247"
48'
4"
Scheinbare Dek
iuatioii
9" 9'
12"
Nördl.
10" 1'
31"
)j
10" 4'
0"
»
11" 47'
29"
»
13" 27'
45"
•j
14" 17'
36"
11
16" 43'
5"
»
18" 15'
30"
)>
19" r
5"
»
21" 14'
40"
))
22" 36'
17"
))
49. Beobaclitungen des Kometen von 1807 nnil Bemerkungen über denselben. 307
Die BrECKHAKDT"schen Elemente waren mir schon bekannt. Für
die von Herrn Oltmanxs, dem icli micli bestens zu empfehlen bitte,
danke ich gehorsamst. Der zu kleine geocentrische Bogen, vielleicht
auch kleine, durch die Refraktion verursachte Fehler in der ersten Be-
obachtung haben wahrscheinlich diese Elemente noch etwas stark von
der Wahrheit abweichend gemacht. Die BuKCKHARDT'schen sind es
nicht minder. Hier zum dritten Mal verbesserte von unserem trefflichen
Inspektor Bessel, die schon sehr genähert sind:
Temp. Perih. 1807 Sept. 18,92084 Paris.
Long. Sh . . . . = 266" 22' 29,1"
Neigung . . . . = 63" 7' 1,1"
Long. Perih. . . . = 271" 19' 9,5"
Log. Dist. Perih. . = 9,813 576 1 0,650 99.
Mot. directus.
Ich bin überzeugt, dass wir den Kometen mit Fernröhren noch bis
im Januar sehen werden.
Sehr merkwürdig ist der Schweif dieses Kometen. Er hat nämlich
einen getheilten oder vielmehr zwei Schweife, die sich etwa 1-| " vom
Kopfe deutlich trennen. Der nördliche ist ganz gerade, sehr blass und
schmal, ich konnte ihn aber doch am 22. über 10" lang im Kometen-
sucher verfolgen ; der südliche viel heller, viel breiter, aber kürzer und
stark nach Süden gekrümmt. Ich kenne nur den Kometen von 1744,
der eine ähnliche Erscheinung gezeigt hätte.
Aus diesen genaueren Elementen folgt, dass der Komet sich doch
schon vom Anfange Oktobers an, jedoch noch bisher sehr langsam von
unserer Erde weiter entfernt. Sein Abstand war den 2. Oktober = 1,162,
den 12. = 1,183, den 22. = 1,221, am 31. December = 1,906 und am
~30. Januar 1808 = 2,47.
Vom 26. Januar 1808.
Auch uns hat von der Mitte des Novembers an der fast beständig
trübe Himmel sehr an Beobachtungen des Kometen gehindert, wie
folgende Liste meiner ferneren über diesen Weltkörper gemachten Orts-
bestimmungen zeigt:
1x0-
. Jlittl. Bremer Zeit.
Scheinb. A. R.
Scheinb. nordl. Dekliu
Okt.
27.
8" 30' 45"
249" 51' 15"
24" 1' 51"
H
28.
5" 56' 1"
250" 44' 32"
24" 37' 28"
)»
31.
6" 7' 29"
253" 43' 46"
26" 33' 14"
Nov.
3.
7h 11' 32"
256" 47' 44"
28" 24' 32"
))
5.
5'' 59' 26"
258" 46' 52"
29" 33' 7"
»
7.
9" 11' 38"
260" 58' 46"
30" 45' 16"
20*
308
Kometen.
1807. Mittl. Bremer Zelt.
Nov. 8. 7" 11' 20"
,, 10. G" r,i' U"
11. 8" 40' 50"
15. 7^ 32' 14"
20. 7^ 40' 54"
22. T"» 25' 32"
„ 27. 8" 56' 22"
Dec. 3. 7'' 41' 15"
„ 6. 7'' 43' 14"
„ 10. 7" 33' 50"
1808.
Jan. 1. 8'' 2' 22"
.. 21. S^ 6' 13"
., 23. O*" 29' 26"
Sclieiub. A. R. •
261" 55' 40"
264» 0' 20"
265" 8' 57"
269» 22' 52"
274" 52' 20"
277" 5' 17"
282" 48' 41"
290" 38' 14"
293» 6' 7"
297" 42' 6"
322" 6' 22"
341" 21' 7"
343" 8' 1"
Schein!), nörtll. E'eklin.
31" 15' 43"
32" 19' 17"
32" 52' 20"
34" 49' 22"
37" 4' 4"
37" 53' 5"
39" 48' 45'
41" 44' 40"
42" 35' 30"
43" 36' 21"
46" 57' 50"
47" 59' 33"
48" 1' 43"
Bei der letzten Deklination bin ich zweifelhaft, ob die Zeuith-
distanz des Sternes in der Hist. cel, wodurch sie bestimmt wurde, um
r fehlerhaft sei, und diese Deklination also 48" 2' 43" heissen müsse?
Dies wii'd sich erst am nächsten heiteren Abend untersuchen lassen.
Der Komet war am 23. Januar im Fernrohr noch gut zu sehen,
uud ich denke ihn noch bis zum nächsten Mondschein zu beobachten.
Dass das National-Institut zu Paris mir in der Sitzung vom 4. Januar
den astronomischen Preis zuerkannt hat, weiss ich bis jetzt blos aus
dem Monitein: An mich selbst ist darüber noch nichts eingegangen.
Vom 31. Mai 1808.
Seit dem Januar habe ich den grossen Kometen nur noch ein einziges
Mal am 14. Februar beobachten können.
1808 Februar 14. 7'' 30' 36"
0" 15' 53"
48" 18' 10".
Am 19. Februar sah ich den Kometen zuletzt, allein ein rheuma-
tischer Fluss machte es mir nicht räthlich, mich lange der kalten Abend-
luft auszusetzen. Die Witterung war hier sehr ungünstig. Bessel hat
seine Beobachtungen am 24. Februar geschlossen.
öl. Ueber eiiieu ueueu im März 1808 entdeckten Kometen. 309
50. reber die AViederaiiffiiidiiiig des Kometen von J807 im
November 1808.
Aus einem Schreiben vom 24. März 1809.
[Astronomisches Jahrbuch für 1812, S. 256—257.]
Da der grosse Komet von 1807 noch bis im März 1808 beobachtet
wei'den konnte, und durch die Berechnung der elliptischen Elemente sein
Ort auch nachher sehr genau anzugeben war, so kam ich im November
1808, da sich die Erde dem Kometen wieder etwas genähert hatte, auf
den Gedanken, ob es nicht vielleicht möglich wäre, den Kometen auch
noch dann in den lichtstarken 15- und 20 füssigen Teleskopen der i(7je)i-
thaler Sternwarte zu erblicken. Ich fand, dass der Komet im November
etwa J- der Lichtstärke haben müsse, die er im März gehabt hatte;
und war also das 20füssige Teleskop, wie es mir noch wahrscheinlich
ist, sechs Mal lichtvoller als das Fernrohr, womit man den Kometen
zuletzt im März zu Petersburg nicht blos sah, sondern auch beobachtete,
so musste sich der Komet noch ganz gut mit diesem Teleskop erkennen
lassen. Unser trefflicher Bessel nahm diese Idee mit Wärme auf und
suchte den Kometen. AVirklich sah er auch aui 11. November mit Ge-
wissheit etwas Nebelartiges an einer Stelle, wo nachher nichts wieder
zu sehen war; aber an den folgenden Abenden konnte er diese Er-
scheinung nicht wieder finden, und so bleibt diese einzelne Wahr-
nehmung, die etwa 12' Fehler in dem berechneten Orte des Kometen
geben mochte, zu ungewiss, als dass man irgend eine Kechnung darauf
bauen könnte.
51. Ueber einen neuen im März 1808 entdeckten Kometen.
Aus einem Schreiben vom 31. Mai 1808.
[Astronomisches Jahrhuch für 1811, S. 215—216.)
Seit dem Januar habe ich den grossen Kometen nur noch ein
einziges Mal am 14. Februar beobachten können.
Von dem neuen März-Kometen haben wir hier leider! auch nichts
gesehen. Auch diesen hat Pons am 26. März zuerst entdeckt, und (nach
dem Moniteur) Thclis und von Zach gemeinschaftlich beobachtet. Der
Moniteiir giebt folgende Positionen an:
310
Kometen.
«
A. E.
Deklination
März 25.
U^
149" 39'
80" 54'
„ 26.
8"
132" 30'
80" 52'
„ 28.
Of
98" 10'
76" 10'
„ 29.
10"
9'
50"
81" 1'
30"
73" 54' 10"
,. 31.
9'' 12'
66" 15'
10"
68" 30' 12"
Der Komet glich einem runden blassen Nebelflecke. Die Orts-
bestimmung war der grossen Deklination wegen sehr schwierig, und
nur die letzten Angaben sind etwas zuverlässiger.
Wahrscheinlich ist der Ort des Kometen am 25., 26. und 28. blos
geschätzt. Aber auch Ihnen wird die enorme Differenz zwischen der
Fetefsburger und Marseille)- Beobachtung vom 29. März auffallen. So
viel ist wenigstens gewiss, dass im Moniteur Druckfehler sein müssen,
die auf mehrere Grade gehen. Eine solclie scheinbare Bahn konnte der
Komet nicht beschreiben.
Bessel's und meine Versuche, aus diesen Beobachtungen die Ele-
mente beiläufig zu bestimmen, die wir sogleich unternahmen, wie uns
zwar Ortsangaben bekannt wurden, und deren Resultate unter sich sehr
nahe übereinstimmten, schlugen deswegen ganz fehl. Vom 14. April an
habe ich den Kometen oft, aber immer vergebens, am Abendhimmel auf-
gesucht. Sie werden mich sehr verbinden, wenn Sie mir die etwa von
Petershurg eingehenden Ortsbestimmungen gefälligst mittheilen wollen.
52. Auszug aus ciucm Scliroibou, den Kometeu vou 1811
beti'ettciid.
[Monatliche Konespondenz. Bd. XXIV, S. 95—07. Juli 1811.)
Bremen, am 18. Juli 1811.
Ew. — muss ich recht sehr um Verzeihung bitten, dass meine uu-
vermuthete Abreise nach Paris, wohin ich als einer der Deputirten
von der Municipalität unserer guten Stadt geschickt zu werden, die
Ehre hatte, mich verhindert hat, Ihre beiden letzten gütigen Briefe
zu beantworten. Besonders bin ich Ihnen noch den verpflichtetsten Dank
für die schleunige Mittheilung der Nachricht von dem im April zu
Marseille beobachteten Kometen schuldig. Leider! konnte ich diesen,
der langen und hellen Abenddämmerung in unserer nördlichen Breite
wegen, nicht mehr auffinden, so emsig ich ihn auch gesucht habe. Allein
52. Auszug aus einem Sehreiben, deu Kometen von 1811 betreffend. 311
in Paris habe icli mehr von diesem ivometen erfahren, und darüber eile
ich Ihnen einiges mitzutheilen.
Nicht Herr Pons zu Afarsellle, sondern Herr Flaugeegues hat
diesen Kometen zuerst den 25. oder 26. März im Schiff aufgefunden.
In Paris ward er bis zum 20. Mai beobachtet, da ihn die Dämmerung
nachher unsichtbar maclite. Herr Bükckhaedt hat folgende Elemente
für ihn berechnet:
Zeit der Sonnennähe 1811 Sept. 15. 10''
Aufsteigender Knoten . . . =139" 10'
Neigung der Bahn . . . . = 71° 50'
Länge der Sonnennähe . . = 78** 124'
Log. des kleinsten Abstandes == 0,054 50.
Die Bewegung rückläufig.
Herr Burckhaedt glaubt, dass diese Elemente noch wohl einiger
Verbesserung fähig sein dürften, besonders da die auswärtigen, dabei
gebrauchten Beobachtungen nicht alle von gleicher Güte und die Pariser
noch nicht alle gehörig reducirt waren. Auch hat er sich die hier
ganz überflüssige Mühe nicht gegeben, die Bahn den Beobachtungen
auf's genaueste anzupassen, welches diesen verdienten Astronomen nur
von seiner bekannten wichtigen Arbeit über den Mond abgehalten hätte.
Unnöthig konnte Herr Bueckhäedt um so mehr diese Mühe ansehen,
da es ihm gleich aus diesen, dazu hinreichend genäherten Elementen
gewiss wurde, dass wir diesen Kometen nach seiner Konjunktion mit
der Sonne wiedersehen und lange beobachten werden.
Diese künftige Wiedererscheinung des Kometen, die Herr Bi'rck-
HAEDT dem Kaiserlichen Institut angekündigt hat, habe ich nun näher
nach den obigen Elementen untersucht. Folgende kleine Tafel wird
hier Alles leicht übersehen lassen:
Tage
Gerade Auf-
steigung des
Kometeu
Nördliche
Abweichung
Abstand von
der Sonne
Abstand von
der Erde
Lichtstärke
I. ! 11.
Aug. 6.
„ VS. 10h
„ 26. 10h
Sept. 15. lOi"
Okt. 5. lOh
„ 15. 10h
„ 25. 10h
Nov. 14. 10h
Dee. 4. 10h
141» 54'
149« 24'
166» 14'
199" 12'
223» 29'
247» 1'
277» 48'
294» 25'
Konjunktion mit der Q in der Länge
28» 20'
3:3» 58' 1,178 3 1,999 5 5,245 1,206
42» 51' 1,1:3:37 1,698 5 7,851 1,671
50» 45' 1^178 3 1,403 6 11,144 2,447
50» 15' 1,2316 1,326 4 10,882 2,740
45» 23' 1,301 1,323 7 9,814 2,751
29» 15' 1,475 8 1,555 2 5,277 1,993
16» 54' 1,680 7 1,976 1 2,6:59 1,234
Bei Berechnung der Lichtstärke habe ich diejenige = 1,000 gesetzt,
die der Komet am 19. April hatte. Die erste der beiden Angaben für
312 Kometen.
die Liclitstärke gründet sich auf der Annahme, dass diese im umge-
kehrten Yerhältniss des Produkts der Quadrate der Abstände von der
Sonne und von der Erde stehe. Da aber unser berühmter Schrdtkr
aus seinen A\"ahrnehmungen folgert, dass uns die Kometen durch
eigenthümliches, nicht durch reflektirtes Sonnenlicht sichtbar sind, so
wird sich dann die Lichtstärke blos verkehrt wie das Quadrat des
Abstandes von der Erde verhalten. Darnach ist die zweite Reihe der
Zahlen angesetzt. Beide Hypothesen werden sich bei diesem Kometen
gut prüfen lassen; aber nach beiden wird er bei seiner "Wiedererschei-
nung viel heller sein, als wie er diesen Frühling war. Und doch meine
ich von Herrn vox Humboldt verstanden zu haben, dass dieser den
Kometen, ich weiss nicht an welchem Tage, mit blossem Auge erkennen
konnte. Der Komet wird also, besonders nach der ersten Voraussetzung,
sehr ansehnlich sein.
Etwa gegen den 20. August wird er sich soweit aus der hellen
Dämmerung entwickeln, dass man ihn des Abends, oder noch etwas besser
des Morgens, unterm kleinen Löwen wieder auffinden kann. Er geht
im September durch die Hinterbeine des grossen Bären über die Jagd-
hunde weg, steht etwa den 8. Oktober sehr nahe über dem letzten Stern
im Schwänze des grossen Bären, läuft von dort über Bootes durch die
Beine des Herkules unter der Leyer weg bis zum Adler und Delphin.
Schon mit dem Anfange des Septembers geht er gar nicht mehr unter.
Da er am 4. December noch viel lichtstärker ist, als er im April war,
so wird man ihn wahrscheinlich bis zum Januar 1812 mit Fernröhren
verfolgen können, obgleich sein Abstand von der Erde im December schnell
zunimmt, der Komet sich auch immer weiter von der Sonne entfei'nt.
Ich wünsche, dass Sie diese künftige Wiedererscheinung des Kometen
den Astronomen noch vorher bekannt machen können.
53. Ueber den Kometen Aom Jahre 1811 und seine Wieder-
erscheinung im August.
Aus einigen Briefen.
[AstronomisclieB .Tahrbuch fQr ISM, S. L'.|'2— 246]
Vom 28. Juli 1811.
Meine Pariser Reise ist sehr angenehm, sehr interessant gewesen.
Für diesmal erwähne ich indessen nur einer von dort mitgebrachten
53. Ueber deu Kometen von 1811 mid seine Wiederersclieinnug' im August. 313
wichtigen astronomischen Neuigkeit. Der Komet nämlich, den Flau-
GEEGUES zu Viviers am 25. März, Pons zu. Marseille am 11. April dieses
Jahres entdeckte, und der in Paris bis zum 20. Mai beobachtet wurde,
wird in der letzten Hälfte des August wieder aus den Sonnenstrahlen
zum Vorschein kommen, und bis zum Januar des künftigen Jahres sicht-
bar bleiben. Herr Burckhaedt hat vorläufig folgende Elemente für ihn
berechnet:
Zeit der Sonnennähe 1811 Sept. 15. lO""
Länge des ft . . . .
Neigung
Länge der Sonnennähe
Log. dist. Periheli . .
Mot. retrog.
Aus diesen Elementen liabe ich folgende Oerter des Kometen ab-
geleitet:
139° 10'
71« 50'
78" 12V
0,054 50.
Äse. R.
Nördliche
Deklination
Äse. R.
Nördliche
Deklination
Aiiff. liii. lOt
Sept. 15. 10h
Okt. 5. lOh
149» 24'
166» 14'
199» 12'
33» 58'
42» 51'
50» 45'
Okt. 25. lOii
Nov. 14. lOh
Dec. 4. 101
247» 1'
277» 48'
294» 25'
45» 23'
29» 15'
16» 54'
Der Komet wird viel heller erscheinen, als im Frühling. Seinen
grössten Glanz hat er im Oktober, und selbst am 31. December hat er
noch eben so viel Lichtstärke, als er am 19. April hatte. Er wird
zuerst im kleinen Löwen wieder sichtbar, ist anfangs des Morgens
etwas besser zu sehen als des Abends, wird aber im September und
Oktober gar nicht bei uns untergehen.
Vom 22. August 1811.
Die Ihnen mitgetheilten BuKCKHAEDT'schen Elemente waren die
zum dritten Mal berechneten, die sich freilich auch noch nicht ganz
genau an alle Observationen anschliessen. Eine solche mühsame Aus-
feilung war hier unnöthig und würde dem würdigen Bveckhaedt nur
eine bei seinen wichtigen Arbeiten über den Mond ihm sehr kostbare
Zeit geraubt haben. — Die ersten Elemente die Herr von Ende (in
der Monatlichen Korrespondeyiz) bekannt gemacht hat, waren wahr-
scheinlich durch einen Rechnungsfehler entstellt, und sind von Herrn
Bueckhaedt selbst ganz verworfen worden.
Bereits am 18. und gestern, am 21. August, Abends suchte ich den
Kometen bei sehr heiterer Luft vergebens. Mein Horizont ist aber
nicht frei genug, sonst hätte ich ihn gestern schon unstreitig gesehen.
Allein diesen Morgen war es wieder sehr heiter, und ich hatte mir auf
314 Kometen.
den Theil des Gesichtskreises, wo der Komet aufging, eine ziemlich
freie Aussicht verschafft. Noch vor 2'' 30' blickte er durch die Dünste
hervor, und einige Minuten darauf konnte ich ihn sehr deutlich im
Kometensucher sehen. Es dauerte noch eine geraume Zeit, ehe unweit
von ihm ein kleiner Stern G. Grösse (Xo. 20 Flamsteed im kleinen
Löwen) sichtbar wui-de. Als der Komet etwas höher heraufgekommen
war, fand ich seine Lichtstärke auffallender, als der von a im kleinen
Löwen 5. Grösse, der doch höher stand. Er hat einen ausgebreiteten
Nebel und ist in der Mitte viel heller, aber Dünste und Dämmerung
verhinderten mich, zu unterscheiden, ob er einen begrenzten Kern uud
auch etwas von einem Schweif hat. Meine Instrumente konnte ich nicht
anwenden, und ich musste mich mit einer sehr beiläufigen Schätzung
seines Ortes begnügen, die seine A. B. 147|*', seine nördliche Dekli-
nation Bd^" angab. (Er steht also nördlicher und östlicher, als er nach
Bükckh.\ki)t's Elementen stehen sollte.)
Da haben wir also unseren merkwürdigen Kometen! Es werden
noch einige Tage hingehen, ehe ich ihn ordentlich beobachten kann.
Vom 3. September 1811.
Ich danke Ihnen für die Nachricht von dem aufgefundenen Kometen.
A\'ir haben ihn an demselben Tage zuerst gesehen; Sie des Abends, ich
des Morgens. — Hier sind meine bisherigen Beobachtungen dieses Fremd-
lings, die ich aber nicht als sehr genau empfehlen kann. Von meinem
Observationszimmer war der Komet bisher nicht zu sehen. Ich musste
deswegen auf einem sehr unbequemen Lokal eine Uhr aufstellen, und
konnte auch mein grosses, so feststehendes Fernrohr nicht gebrauchen,
zu welchem meine vorzüglichsten Kreismikrometer passen. Dazu kommt
die geringe Höhe des Kometen. — Auf Refraktion ist, wo es nöthig
war, Kücksicht genommen worden. Ich habe nur dann die davon ab-
hängigen Korrektionen versäumt, wenn der Komet mit dem verglichenen
Stern nahe auf demselben Parallel war.
Mittlere Zeit in Bremen
Soheinb. A. R.
Scheinl). Deklination
Aug. 23. 9" 5' 49"
148» 58' 51"
33« 58' 44"
„ 25. 8" 41' 53"
150« 19' 36"
34» 50' 47"
„ 26. 8» 34' 43"
151" 2' 1"
35« 16' 13"
„ 27. 8" 44' 3"
151" 45' 57"
35« 42' 40"
„ 28. 8'' 27' 38"
152" 31' 1"
3G« 9' 19"
„ 30. 8'' 37' 39"
154" 5' 28"
37« 1' 23"
„ 31. 8'' 36' 49"
154" 54' 10"
:i7« 29' 38"
Am 23., 25. und 26. konnte ich jedesmal nur eine Beobachtung
machen. Die übrigen sind das Mittel aus drei oder vier einzelnen
Resultaten.
Ö4. Ueber den grossen Kometen von 1811. 315
Am 29., Morgens 24- Uhr, habe ich den Kometen auch nach Unter-
gang des Mondes betrachtet. Der Anblick war schön. Der Komet liat
einen sehr breiten, nicht unbeträchtlichen Schweif, den ich im Kometen-
sucher fast auf 3° Länge verfolgen konnte. Der westliche Rand streifte
an No. 64 Bode, der östliche nahm seine Richtung gegen /< Ursae majoris.
Die Ränder des Schweifs nahe am Kopf sind auffallend heller, als der
übrige Theil. Einen begrenzten Kern konnte ich nicht unterscheiden.
Ich habe aus den beiden März-Beobachtungen von Flaugekgues
das Mittel genommen und vorausgesetzt, dass am 27. März, Abends
9 Uhr, der Komet 120*' 10' A. R. und 28» 32' südliche Deklination
hatte. So habe ich diese Beobachtung mit meinen vom August kom-
binirt, und als erste Annäherung für die Bahn erhalten:
Zeit der Sonnennähe 1811 Sept. 12. 3'' 18' mittl. Par. Zeit.
Länge des ft = 4= 20° 10' 13"
Neigung der Bahn = 72° 59' 55"
Länge der Sonnennähe = 2^ 13" 40' 45"
Log. des Abstaudes der Sonnennähe = 0,004 514.
Diese Elemente weichen von Zach's Beobachtungen im April 3' bis 4'
in A. E. und 6' bis 7' in der Deklination ab, und werden also auf alle
Fälle noch eine nicht gauz unbeträchtliche Verbesserung leiden, die ich
vornehmen werde, sobald ich besser mit Beobachtungen versehen bin.
Von der gestrigen Mondfiusterniss war hier nichts zu sehen.
54. Teber den grossen Kometen von 1811.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. XXIV. S. 301. September 1811.]
Von auswärtigen Beobaclitungen g-ing- die erste von Herrn Dr. Olbeks ein.
Unter dem 24. August 1811 schrieb uns dieser:
„Nachdem ich den Kometen am 18. und 21. August Abends ver-
geblich zu erblicken versucht hatte (mein Horizont war bei weitem
nicht frei genug), so fand ich ihn am 22. Morgens vor 2| Uhr noch
sehr niedrig, nahe beim Steru No. 20 Flamsteed im kleinen Löwen.
Er war viel früher sichtbar als No. 20 (6. Grösse), und als er etwas
höher heraufgekommen war, hatte er reichlich so viel Licht als a im
kleinen Löwen (5. Grösse), ob er gleich einige Grade niedriger stand.
Er hat einen ausgebreiteten Lichtnebel und ist in der Mitte auffallend
heller. Dünste des Horizonts und Dämmerung verhinderten mich, zu
unterscheiden, ob er einen wirklichen begrenzten Kern hat, und über-
316 Kometen.
haupt seine Lichtstärke gehörig zu beurtheilen. Ich musste mich mit
einer beiläufigen Schätzung seines Ortes begnügen, welche diesen 147 j*'.-ß
und 33}** nördliche Deklination gab. Der Komet steht also östlicher
und nördlicher als ihn Bueckhärdt's Elemente setzen.
Am 23. August konnte ich ihn nun auch Abends noch in starker
Dämmerung finden und es gelang mir eine Vergleichung des Konieteu
mit No. 38 Leon. min. Ich kann natürlich eine so nahe am Horizont
angestellte Beobachtung, die noch dazu nicht wiederholt werden konnte,
nicht für sehr genau ausgeben; indessen habe ich sie in aller Schärfe
reducirt und mit gehöriger Rücksicht auf Refraktion gefunden:
Mittl. Zeit -ß appar. Dekl. bor.
Aug. 23. 9'' 5' 49" 148« 58' 51" 33'' 58' 38"
Der Komet war nur 4° 7' hoch, wie er in die Mitte des Feldes
kam, und die Verbesserung wegen Refraktion beträgt für ^E V 3", für
Deklination 1' 13". Diese Verbesserungen berechne ich nach einer mir
eigenthümlichen Methode."
[Moualliclie Korrespondenz. Bd. XXIV, Ö. 307. September 1811.)
Noch erhielten wir späterhin von Olbers eine Reilie von ßeobachtnngen, die
wir liier mit dessen eigenen Bemerkungen niittheilen:
Bremen, am G.September 1811.
.... „Grosse Genauigkeit kann ich von diesen Beobachtungen noch
nicht rühmen, da ich sie auf einem nicht sehr bequemen Lokal, und
nur mit meinem kleinen dreifüssigen Dollond anstellen musste, zu dem
meine besten Kreis-Mikrometer nicht passen. Auch hat der Komet
nocli keinen begrenzten Kern, welcher beim Kometen von 1807 die
Beobachtungen so sehr erleichterte. Auf Refraktion ist immer, wenn
der Komet nicht nahe auf dem Parallel des verglichenen Sternes war,
gehörige Rücksicht genommen.
1811.
Mittl. Zeit
yR apjiar.
Decl. bor.
in Bremen
Cometae
Cometae
Aug. 23.
9" 5' 49"
148« 58' 51"
33« 58' 44"
„ 25.
8'" 41' 53"
150° 19' 36"
34« 50' 47"
., 26.
8'' 34' 43"
151« 2' 1"
35« 16' 13"
„ 27.
8^ 44' 3"
151« 45' 57"
35« 42' 40"
„ 28.
8'' 27' 38"
152« 31' 1"
36« 9' 19"
„ 30.
8'' 37' 39"
154« 5' 28"
37« 1' 23"
„ 31.
S"- 36' 49"
154« 54' 10"
37« 29' 38"
Sept. 3.
8" 53' 50"
157« 30' 59"
38« 51' 24"
., 4.
8^ 30' 27"
158« 25' 7"
89« 19' 41"
54. Ueber den grossen Kometen vun 1811. 317
Der Komet wurde immer mit Pi.\zzi'schen Sternen verglichen. Hier
nun auch ineine erste Bahnbestimmung, die sicli hauptsächlich auf meine
August-Beobachtungen und auf die beiden Beobachtungen des Herrn
Flaugerguks vom 2.5. und 28. März gi-iindet, für die ich als Mittel
voraussetzte, dass der Komet am 27. März um 9 Uhr Abends 120" 10' ^R
und 28° 32' südliche Deklination hatte. Meine Absicht war, hauptsäch-
lich die künftigen Erscheinungen des Kometen im Allgemeinen zu be-
urtheilen, und deswegen wählte ich die unter sich möglichst entfernten
Beobachtungen:
Zeit der Sonnennähe 1811 Sept. 12,1876
= Sept. 12. 3'' 18' mittl. Par. Zeit.
Log. Dist. Perihel. . . = 0,004 514
Länge der Sonnennähe = 2» 13° 40' 45"
Länge des Knotens . = 4^ 20" 10' 13"
Neigung der Bahn . . = 72" 59' 55".
Mot. retrogr.
Diese Elemente weichen von Herrn vox Zach's Beobachtungen im
April noch 3' bis 4' in Ai und 6' bis 7' in Deklination ab. Es wird
mir indessen nun leicht sein, sie auch mit diesen so weit in Ueberein-
stiramung zu bringen, als sich überhaupt diese verschiedenen, so weit
von einander entfernten Beobachtungen durch eine Parabel werden dar-
stellen lassen. Meine Elemente geben für den künftigen Lauf des
Kometen, die Lichtstärke des 28. August = 1,000 gesetzt:
18'
1811
Sept.
12. 3''
))
25. 12"^
Okt.
5. 12"
M
15. 12"
JR,
Deklination
Lichtstärke
167" 20'
43" 3'
1,450
189" 52'
48" 19'
1,879
213" 57'
48" 46'
1,954
239" 15'
43" 38'
1,916
tzt sehr schön.
Er hat einen
breiten Schweif,
den ich schon über 5" mit dem Kometensucher verfolgen kann. Ich
möchte fast glauben, dass Sie Ende September oder Anfang Oktober
den Kometen selbst bei Tage in Ihrem Passage-Instrument werden sehen
können; wenigstens finde ich ihn jetzt schon mit meinem Kometensucher
(gestern um 7" 15' wahrer Zeit), wenn noch kein Stern in der ganzen
Gegend zu erkennen ist, und ich noch ohne Anstrengung lesen kann."
(Monatliehe Korrespondenz. Bd. XXIT, S. 411. Oktober 1811.1
Olbee8 hat mir^) in einem hier vorgefundenen Briefe von seiner
sinnreichen Hypothese über den Kometenschweif eine kurze Nachricht
') Der Empfänger des Briefes ist Gauss. Sch.
318 Kometen.
gegeben. Er nimmt einen Stoif an, Avelcher vom Kometen erzeugt, von
diesem und von der Sonne abgestossen, sich da anhäuft, wo beide
Eepulsionskräfte eine Art von Gleichgewicht halten und sich in eine
Art von hohler parabolischer Konoide formirt. Olbers wird Ihnen
darüber ausführlicher schreiben.
[Monatliche Korrespondenz. Hd. XXIV, S. 414. Oktolier 1811.]
Sehr interessante Beobachtungen «ml Bemerkungen über deu Kometen ver-
danken wir der gütigen Mittlieihing unserer auswärtigen astronomischen Freunde,
der Herrn Besskl, Oluers uud Schubert, aus deren Briefen wir das hierher gehörige
ausheben :
„Da Sie," schreibt uns Olbers, „jetzt den Kometen im Meridian
beobachten, so haben Kreismikrometer-Beobachtungen weniger AVerth,
besonders da die Gestalt des Kometen, dessen Mittelpunkt man nur
schätzen kann, die Genauigkeit derselben erschwert. Indessen klagen
sowohl Sie als Herr Bode auch über die Schwierigkeiten der Meridian-
Beobachtungen, und so glaube ich, dass man alle Arten von Beobach-
tungen sehr vervielfältigen müsse, um der geringen Schärfe der einzelnen
eine Kompensation zu geben. Hier also meine sämmtlichen Beobach-
tungen vom September an:
I
ISll
Mittl. Zeit .
in Bremen
./.'
["ometae
Nördliche
Abweichung
3ept
. 3.
8"
53'
50"
157"
30'
59"
380
51' 24"
»
4.
8'-
30'
27"
1580
25'
7"
390
19' 41"
»
5.
8''
51'
24"
1590
24'
8"
390
46' 40"
»
6.
8^
47'
2"
160«
13'
28"
490
14' 17"
II
7.
8^ 38'
2"
161«
25'
1"
400
42' 24"
»
9.
71,
48'
22"
1630
32'
36"
410
37' 12"
II-
10.
7" 44'
4"
164«
40'
34"
420
6' 34"
11
11.
7»
31'
42"
165«
51'
24"
420
35' 5"
»
12.
7»
41'
31"
1670
5'
43"
430
1' 2"
11
14.
7"
35'
1"
169«
40'
53"
430
46' 53"
11
15.
7"
34'
28"
171«
3'
33"
440
23' 42"
11
16.
8"
14'
7"
1720
31'
46"
440
61' 49"
n
17.
7"
37'
2"
1730
58'
44"
450
17' 36"
11
22.
8"
1'
29"
1820
18'
38"
470
18' 49"
n
27.
7"
43'
19"
1920
14'
16"
480
51' 8"
11
29.
S"-
13'
2"
i960
43'
26"
490
14' 52"
Okt
. 1.
7h
16'
20"
2010
17'
48"
490
27' 59"
11
1.
7"
33'
54"
2010
18'
38"
490
28' 21"
11
2.
7'- 48'
32"
2030
44'
8"
490
31' 2"
11
3.
8"
2'
39"
2060
13'
18"
490
31' 52"
54. Ueber deu grossen Kometen von 1811. 319
„ Mittl. Zeit „ _, ^ Nördliche
-^" in Bremen ^ Cometae Abweich.mg
Okt. 5. IP 10' 48" 211" 33' 7" 49" 21' 21"
„ 8. &" 4' 25" 218" 56' 5" —
„ 8. 9" 17' 13" _ _ _ 48" 42' 25"
„ 10. 9'' 55' 46" 224" 13' 53" 47" 59' 21"
Vom 6. September an konnte ich meinen grossen Dollond gebrauchen,
der durch seinen festen Stand, seine guten Kreis-Mikrometer und sein
vorzügliches Licht vor dem kleineren Dollond viele Vorzüge gewährt.
Seit dem 17. September ist hier sehr unbeständige, mehrentheils trübe
Witterung eingetreten. Ich habe die Beobachtungen fast immer zwischen
Wolken erhaschen müssen. Die sternleere Gegend und die noch grössere
Armuth der Histoire Celeste in dieser Gegend erschwerte die Beobach-
tungen noch mehr. Ich habe immer Piäzzi's Angaben mittelbar oder
unmittelbar zum Grunde gelegt. Ich erinnere nur noch, dass ich
die Korrektion von -{- 5", die alle Rektascensionen von Piazzi haben
müssen, nicht angebracht habe. — Der Schweif dieses Kometen ist
äusserst merkwürdig und wird uns über diesen noch so dunkeln Gegen-
stand viele Aufklärung geben. Ich denke Ihnen nächstens einige Ideen
darüber zu schicken. Seit gestern, den 11. Oktober, sehe ich nun auch
deutlich den zweiten Schweif dieses Kometen: \\q\ blässer, viel gerader
und kürzer als der andere. Den Winkel, welchen er mit dem linken
Streifen des grossen Kometenschweifs macht, habe ich der Witterung
wegen noch nicht genau bestimmen können. Der gi'osse Schweif war
den 11. Oktober über 18" lang und ging zwischen i und d Draconls
durch. Schade, dass wir so wenig gute Abbildungen von älteren Ko-
meten haben.
[Diesen zweiten Schweif, dessen Herr Dr. Olbees hier erwähnt,
möchten wir beinahe einen dritten nennen, da er sich wesentlich vom
linken Hauptschweif trennt; doch war er hier deutlich nur vom 10.
bis 17. Oktober zu sehen, und schon jetzt (25. Oktober) ist keine Spur
mehr davon wahrzunehmen.
Ueber die sinnreiche Idee, wie Olbers die Konformation des Kometen-
schweifes zu erklären sucht, enthielt schon oben der Brief von Gauss
eine allgemeine Andeutung, und gewiss mit uns werden alle unsere Leser
der näheren Entwickelung dieser Ideen mit desto mehr Verlangen und
Erwartung entgegensehen, da alle ähnlichen physisch-mathematischen
Untersuchungen dieses berühmten Astronomen ein ganz eigenthümliches
Gepräge von Genialität und Gründlichkeit mit sich führen. — Bemerkungen
von VON Zach.]
320 Kumetcn.
55. lober die Eiitdedvuiig eines neuen Kometen im Novem-
ber Ibll; Beobaclitunüen desselben und des grossen Kometen
von 1811; Beobachtung der Pallas.
Aus zweien Briefen.
[Astronomisi-lies Jalivliucli für 1815, S. 118—121.]
Vom 10. December 1811.
Heute eile ich, Ihnen von einem netien Kometen Nachricht zu geben,
den Herr Pons am 16. November tief im Süden, bei dem Gestirn der
Taube, entdeckt liat. Herr Blanpain liat ihn, wie folgt, beobachtet:
Marseille!' Zeit -/ß Deklination
Nov. 17. 11" 5.3' Gl" 25' , 25» 58' südl
„ 18. 12" 23' 67« 15' 25" 25' ,.
„ 19. 11" 59' 67° .V 24» 51' „
Herr Bueckhardt, dessen Güte ich diese Nachricht verdanke, fügt
noch hinzu, dass der Komet klein und von sehr schwachem Lichte war;
er hatte einen unregelmässigen Nebel, doch konnte man einen Kern
unterscheiden.
Da es gestern Abend etwas heiter wurde, so habe ich diesen kleinen
Kometen aufgesucht und bei dem ersten Stern des Brandenburgisclien
Scepters, nach Hirem Verzeicliniss, gefunden. Der Himmel war dunstig,
und der Komet erschien sehr schwach. Ich fand:
Dec. 9. 8" 31' 55" A. R. = 63« 50' 7" Deklin. = 10" 24' 0" S.
Welch ein Unterschied zwischen diesem kleinen und unserem grossen
Kometen! Und doch ist ersterer wahrscheinlich der Erde und auch der
Sonne viel näher als letzterer, der noch immer mit einem 5" langen
Schweif den Abeudhinimel verschönert.
Vom 11. April 1812.
Es ist sehr lange, mein sehr verehrter Freund, dass ich uiicli niclit
umständlich mit Ihnen über astronomische Gegenstände unterhalten habe;
heute will ich das nachholen. Zuerst hier alle meine Beobachtungen
über den grossen Kometen von l^sil. Die Zeit ist mittlere Zeit von
Bremen.
55. Ueber die beiden Kometen von 1811.
321
Mittlere Zeit
A. R.
Nördliclie
Aliweitli.
Mittlere Zeit
.4. R.
Nördliclie
Abweicb.
Aiifi'-
Okt.
•23. 9k 54'
49"
148» 58' 51"
33» 58' 44"
16. 7h 47'
39"
238» 45' 48"
44» 84' 42"
•25. 81'41'
53"
1.50» 19' 36"
34» .50' 47"
16. 8h 8'
5"
238» 47' 44"
— — —
•26. 8h 34'
43"
151» 2' 1"
35» 16' 1.3"
18. 8h 8'
22"
243« 19' .5"
43» 4' 13"
•27. 81'44'
8"
151» 45' 57"
35« 42' 40"
19. 8h 9'
■ 3"
24.5» 30' 0"
42« 1.5' 12"
28. 8h 27'
38"
1.52» 31' 1"
36» 9' 19"
19. 8h 3.3'
24"
245« 32' 11"
— — _
30. St 37'
39"
1.54» .5' -28"
37» 1'23"
•24. 7h 47'
4"
255« 23' 9"
37» 48' 4"
31. Sil 36'
49"
154» 54' 10"
37« 29' 38"
24. 8h 31'
29"
25.5» 26' 33"
37»46'41"
Sept.
25. 7h 38'
11"
257» 10' 24"
3. Sh 53'
50"
157» 30' 59"
38«51"24"
25. 8h 13'
17"
257» 12' 41"
4. 8h 30'
27"
158» 2.5' 7"
.39« 19' 41"
28. 8h 7'
27"
262« 11' .58"
5. 8h 51'
24"
159» 24' 8"
39« 46' 40"
28. 8h 27'
56"
—
8.3» .57' 12"
6. 8h 47'
2"
160» 23' 28"
40« 14' 17"
Xov.
7. 8h 38'
2"
161" 2.5' 1"
40» 4^2' 24"
4. 8h 14'
8"
272« 0'39"
9. 7h 48'
22"
163» 32' 36"
41» 37' 12"
4. 8h 55'
15"
•272« 2' 41"
27«21'51"
10. 7h 44'
4"
164» 40' 34"
42« 6' 34"
7. 6h 39'
51"
27.5» 2.5' 50"
— — —
11. 7h 31'
42"
16.5«51'23"
42« 35' 5"
7. 7h 26'
26"
— — —
24« 46' 28"
U. 7h 41'
31"
167" 5' 4.3"
43» 1' 2"
7. 8h 0'
32"
27.5« 29' 45"
14. 7h 35'
1"
169" 40' 53"
4.3» .56' 53"
9. 8h 55'
14"
277» 41' 10"
23« 2' 39"
15. 7h 34'
28"
171» 3' 33"
44« 23' 42"
12. 6h .52'
11"
280» 3.5' 4'.'
20« 44' 24"
16. 8I>14'
7"
17-2" 31' 46"
44« 51 '49"
1.5. 5h 51'
29"
283" 17' 8"
16. 8h 27'
30"
17^2«S2'12"
— — —
15. .5h 56'
4"
— — —
18» 32' 1-2"
17. 7h 37'
2"
173» 58' 44"
45» 17' 36"
16. 6h -24'
24"
284» 10' 1"
17« .50' 48"
22. 8h 1'
29"
18'2» 18' 38"
47» 18' 49"
16. 7h 37'
51"
284» 12' 49"
17« 48' 9"
27. 7h 43'
19"
192» 14' 16"
48» 51'' 8"
19. 8h 54'
14"
286».41' 41"
15« 46' 8"
•29. 7h 49'
30"
196» 41' 6"
— — —
21: 5h 53'
0"
288» 6' .30"
14» 36' .3.5"
29. 8h 13'
2"
196» 4.3' 26"
49» 14' 52"
21. 6h 40'
19"
— — —
14«3.5'^24"
Okt.
21. 6h 45'
23"
288« 8' 26"
1. 7h 16'
20"
201» 17' 48"
49« 27' 59"
Dec.
1. 7h 33'
54"
201» 18' 38"
49« 28' 21"
6. 5h .35'
48"
297» 38' 57"
— — —
•2.- 7h 48'
32"
203» 44' 8"
49« 31' 2"
6. 6h 14'
48"
— __ —
7» 17' 3^2"
3. 8h 2'
39"
206« 13' 18"
49« 31'52"
6. 6h 47'
11"
297« 39' 26"
7» 16' 58"
5.11h 10'
48"
211» 33' 7"
49» 21' 21"
6. 8h 9'
43"
297« 41' 10"
7» 1.5' 18"
8. 8t 4'
25"
218» 56' .5"
18. 6h 5'
29"
303» 37' 54"
■3» 23' 6"
8. 9h 17'
13"
48» 42' -2.5"
31. 5h 53'
27"
309" 7' .39"
0»27'57"
10. 9h 5.5'
46"
224» 13' 53"
47» 59' •21"
1812
Südliche
13. 7h 30'
40"
231° .31' 46"
46« 32' 18"
Jan.
Abweich.
15. 8h 2'
6"
236» 25' 53"
4.5« 16' 55"
3. 5h 44'
29"
310" 17' 49"
0» 4' 48"
Alle diese Angaben gründen sich mittelbar oder unmittelbar auf
PiAzzi'sche Sternpositionen. leb habe versäumt, den PiAzzi'schen Eekt-
ascensionen die MASCELXNE'sche Korrektion hinzuzufügen. — Nach dem
3. .Januar war es nie wieder in den früheren Abendstunden so heiter,
dass der Komet hätte beobachtet werden können.
Den kleineren Kometen, den Pons im November auffand, habe ich
der schlechten, fast immer trüben \\'itterung wegen nicht oft observiren
Olbers I 21
322 Kometen.
können. Hier meine sämmtliclien Beobachtungen desselben. — Mittlere
Zeit von Bremen.
1811.
1812.
Mittl. Zeit
,/?
Deklination
Dec.
9.
8" 31' 55"
63" 50'
— fr
10« 24' 9"
S.
;;
14.
10" 0' 15"
63« 11'
36"
6« 8' 16"
))
»
16.
1^ 48' 49"
62« 59'
43"
4« 31' 29"
»
Jan.
3.
6" 51' 2"
62« 36'
57"
9« 47' 38"
N.
»
6.
:>■ 0' 17"
62» 50'
18"
11« 52' 59"
1'
„
19.
10" 54' 27"
64» 41'
17"
. — — —
•)
Febr.
11.
ll" 6' 33"
71« 0'
31"
290 4'
)i
?:
14.
12'' 5' 10"
72« 6'
58"
— — —
„
!T
16.
12'- 18' 3"
72« 50'
29"
30« 29' 51"
1?
Bei der Beobachtung vom 16. Februar liegt die Position Ihres
Sternes r im Fuhrmann zum Grunde, welcher Stern sich in keinem
anderen Verzeichnisse, selbst nicht in der Hwtoire Celeste findet.
Ueber die sonderbare Bildung des Sciiweifs bei dem grossen Kometen
habe ich in einem Briefe an den Herrn vox Lindenau, der im Jauuar-
stück der Monatlichen Korresjmndenz abgedruckt ist, einige Ideen ge-
äussert. Nachmals habe ich erfahren, dass Egbert Hooke den Kometen
von 1677 von eben dieser so auffallenden Form gesehen hat, und dadurch
zu gewissermaassen ähnlichen (bedanken veranlasst worden ist.
Die Begierde, zu sehen, wie die neue Ephemeride der Pallas, die
mit Rücksicht der von unserem unvergleichlichen G.vuss bisher ent-
wickelten Perturbationen des ^ auf diesen kleinen Planeten berechnet
worden ist, mit dem Himmel stimmen würde, hat mich veranlasst, die
Pallas aufzusuchen und ein paar Mal zu beobachten.
1812. April 3. U" 26' 44" 208« 42' 23,1" 15« 25' 4,9" N.
,. 4. 12'' 2' 33" 268« 47' 12,5" 15« 37' 41,1" „
Die Uebereinstimmung scheint ganz erwünscht zu sein.
Unseres vortrefflichen Bessel's Entdeckung über die eigene Be-
wegung von No. 61 Cy(/ni wird auch Ihr ganzes Interesse erregt haben.
Dieser Stern hat die grösste eigene Bewegung, die bisher von einem
Fixstern bekannt ist, noch grösser als /« Cass'iopejae, nämlich jährlich
über 5" in Ai und über 3" in Deklination. Und dabei ist No. Gl Cygni
ein Doppehtern. So werden also Hküschei/s Ideen über die Verbindung
dieser Doppelsterne zu eigenen kleinen Sj'stemen, die die Astronomen
bisher nicht so recht glaublich finden wollten, nunmehr völlig bestätigt.
Ganz unerwartet bin ich von unserem grossen Kaiser zum ]\Iitglied
des Cori)s hyislatlf für unser Departement ernannt worden und werde
also dies Jahr wahrscheinlich wieder nach Paris gehen.
•56. Auszug aus einem Schreiben, beide Kometen vom .Jahre 1811 betreffend. 323
56. Auszug aus eiuem Sclireibeu, beide Kometen youi Jahre
1811 bekeffeud.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. XSV, S. 98—100. Januar 1812.]
Bremen, den 13. Januar 1812.
Ich rechne unsern grossen Kometen wirklich zu denen mit festen
Kernen, weil ich vermuthe, dass dieser in dem lichten Dunst der eigen-
thümlichen Atmosphäre entlialten und von dieser verdeckt ist. Auch
Schröter ist dieser Meinung. Sehr oft schien dieser Kern durchblicken
zu wollen. Einer freilich weiter nicht zu verbürgenden, im Moniteur
enthaltenen Nachricht aus England zufolge soll Herschel den eigent-
lichen Kern mit seinem grossen (20füssigen?) Teleskop, aber nur mit
diesem unterschieden und dem Monde an Grösse gleich gefunden haben.
Die Witterung ist seit dem 21. November ganz unerhört schlecht,
und ich habe den Kometen seit dieser Zeit nur vier Mal beobachten
können. Hier diese Beobachtungen:
1811.
Mittl. Bremer Zeit
JR
Abweichung
Dec. 6.
5" 35' 48"
297» 38'
57"
— — —
6'' 14' 48"
— —
—
70 17' 32" N.
ßh 47' 11"
297» 39'
26"
70 16' 58" „
8'' 9' 43"
297° 41'
10"
70 15' 18" „
, 18.
6'' 5' 29"
303° 37'
54"
3« 23' 6" „
„ 31.
5'' 58' 27"
309 7'
39"
0° 27' 57" „
Jan. 3.
5" 44' 29"
3100 17'
49"
0" 4' 48" S.
1812.
Die Beobachtung vom 6. stimmt mit Ihrer sehr schlecht, besonders
in Deklination. Bei einem von uns ist wahrscheinlich ein Fehler in
der Reduktion. Am 3. Januar konnte ich nur zwei La LANDE'sche
Sterne, die blos am dritten Faden beobachtet waren, gebrauchen. Ein
dritter zugleich mit beobachteter Stern wollte nicht mit der Histoire
ceZesfe stimmen; vielleicht war bei diesem der Faden unrichtig benannt.
Den neuen Kometen habe ich in Allem fünf Mal beobachtet. Er
würde viel schärfer zu beobachten sein, als der grosse, wenn die Witterung
nur heiter wäre.
Mittl. Bremer Zeit jß. Abweichung
1811. Dec. 9. 8" 31' 55" 63» 50' 7" 10» 24' 9" S.
„ 14. 10" 0' 15" 630 11' 36" e» 8' 16" „
„ 16. 7'' 48' 49" 62« 59' 43" 4» 31' 29" „
1812. Jan. 3. 6" 51' 2" 62« 36' 57" 9« 47' 38" N.
„ 6. 7" 0' 17" 62" 50' 18" 11" 52' 59" „
21*
324 Kometen.
Herr Bukckhaedt hat mir drei Meridian-Beobachtungen dieses
Kometen geschickt. Die Zeit ist mittlere Pariser der kaiserlichen
Sternwarte.
./f? Abweichung
1811. Dec. 14. 10"' 42' 8" 63" 11' 22,2" 6" 6' 30" S.
,, 22. 10" 8' 9" 62« 33' 19,8" 0« 36' 19" N.
„ 25. 9" 55' 56" 62« 27' 6,3" 3" 2' 40" ..
Meine gleich nach dem 14. vorgenommene vorläufige Bahnbestimmuug
theile ich nicht mit. da Sie die \'iel bessere von unserem Gauss gewiss
schon kennen.
Das kaiserliche Institut hat dies Jahr ztcei Medaillen, also einen
doppelten Preis von La L^vnde's Stiftung ausgetheilt, von denen die
eine Herrn Oltmanns, die andere unserem Bessel in der Sitzung vom
30. December zuerkannt ist.
In Giu:(;oRii Astronom. Pliys. et Oeometr. Element. Ed. Oenev.. p. 617,
habe ich eine Stelle gefunden, woraus ich sehe, dass R. Hocke dem
Schweife des Kometen von 1677 eben die Form zuschrieb, die mir der
des gegenwärtigen zu haben scheint, nämlich die eines hohlen para-
bolischen Konoiden, und zwar so, dass der Kern sich im Brennpunkt der
erzeugenden Parabel befand. Gern möchte ich Hooke's Beobachtungen,
die ihm zu diesem Scliluss Anlass gaben, näher kennen.
Die Ew. — schon längst mitgetheilte Beobachtung vom 9. November
war falsch redncirt, indem ich die Präcession gerade um den fünfjährigen
Betrag zu gross genommen hatte. Hier die verbesserte:
, li Abweichung:
Nov. 9. 8" 55' 14" 277" 41' 10"
81- 57' 37" _ _ _ 23« 2' 38"
57. Ueber den Schweif des girosseii Kometen von 1811.
[Monatliche Korreäpondenz. Bd. XXV, S. 3— 2ä. Januar 1812.]
Mit Recht hat die sonderbare Gestalt, die an dem Schweife des
jetzigen Kometen bemerkt wird, allgemeine Verwunderung erregt, und
mit Gewissheit kann ich Ihre Frage: „Ob man schon sonst einen eben
so geformten Kometenschweif gesehen habe:'" nicht bejahend beantworten.
Allein eben das Ungewöhnliche, das sich bei diesem Kometen zeigt,
scheint mir zwar bei weitem nicht hinreicliend, die räthselhafte Natur
ö7. lieber den Schweif des grossen Kometen von 1811. 325
der Kometenschweife zu erklären — doch so viele neue Ansichten über
die Bildung derselben zu geben, dass ich auf Ihre gütige Erlaubniss
rechne, wenn ich Ihnen einige Folgerungen, die nach meiner Meinung
unmittelbar aus dem, was wir gesehen haben und zum Theil noch sehen,
abzuleiten sind, vorzulegen wage.
In den ersten Tagen der Wiedererscheinung des Kometen hatte
ich von Dämmerung, Mondschein und den Dunsten des nahen Horizonts,
zum Theil auch von Witterung verhindert, nichts vom Schweife des
Kometen wahrgenommen. Am 28. August Abends wurde ich zuerst von
der Erscheinung überrascht, dass vor dem eigentlichen Kometen, nicht
mit ihm zusammenhängend, ein parabolisch, oder damals vielmehr hyper-
bolisch gekrümmter lichter Reifen zu liegen schien. Die beiden Aeste
dieses Reifens, jeder etwa 30' bis 40' im Kometensucher zu verfolgen,
machten einen Winkel von 80° bis Bö** mit einander. Der eine lag fast
ganz horizontal, der andere mehrentheils vertikal. Voll Verwunderung
über das mir unerklärbare Phänomen blieb ich die Nacht auf, um den
Kometen etwas höher herauf am östlichen Horizont nach Untergang
des Mondes zu sehen. Die Witterung blieb heiter, und nun sah ich
um 2i Uhr deutlich, dass der am vorigen Abend isolirt gesehene Reifen
blos der hellere Rand des breiten Kometenschweifes war, der bei dem
starken Mondenlichte allein sichtbar blieb, dass der Schweif aber nicht
mit dem eigentlichen Körper des Kometen zusammenhing, sondern von
diesem allentiialben, selbst gegen die Sonne zu, durch einen beträcht-
lichen dunkeln Zwischenraum getrennt war. Die beiden Aeste des
parabolischen Reifens verliefen in den Schweif, der sehr breit war, mit
seinem linken Rande an No. 64 im kleinen Löwen (nach Bode) streifte,
mit dem recliten aber gegen /« im grossen Bären heraufstieg, den er
jedoch nicht völlig erreichte.
An den folgenden Abenden, da der Komet immer höher heraufkam,
entwickelte sich die Gestalt des Kometen und seines Schweifes immer
deutlicher, besonders als nach dem 7. September der Mond nicht mehr
hinderlich war. Ich habe oft versucht, die Dimensionen der den Kopf
des Kometen bildenden Theile zu nehmen, aber vorzüglich ist mir dies
am 14. September geglückt, da der Komet bei dem heitersten Himmel
mit vielen kleinen Sternen umgeben war, deren Lage unter einander
und gegen den ^Mittelpunkt des Kometen ich kannte oder durch meine
Beobachtungen bestimmte.^ Diese Sterne dienten mir zu Vergleichs-
punkten, um darnach die Abmessungen des Kometenkopfes so genau zu
') Unter anderen gehörte dazu ein schüuer Stern fast sechster Grösse, der wahr-
scheinlich Bode's No. ie.ü Ursae majoris sein soll, und den ich sonst nirgends in der
Histoire Celeste als unter D'AdELKT's Beobachtungen fand. Bode giebt den Ort des
Stcms nur beiläufig in ganzen MinufHn, aber auch sehr unsicher an.
326
Kometen.
nehmen, als sich dergleichen schlecht begrenzte Gegenstände nur immer
abmessen lassen. Nach diesen will ich den Kometen näher beschreiben.
Die höchst wahrscheinlich einen festen Kern einhüllende, sehr helle
eigenthümliche Atmosphäre des Kometen bildete eine runde, aber schlecht
begrenzte Scheibe von reiclilich 2' im Durchmesser (Fig. 1) C. Um sie
fand sich ein dunkler, parabolischer Raum fbadg. den ein hellerer,
auch paraliolisch gekrümmter gegen i^und O immer breiter werdender
Reifen FBADG begrenzte. Die innere Seite dieses hellen parabo-
lischen Reifens fbadg war etwas schlechter begrenzt, als die äussere.
Ich fand C.-l = 6'53", 5i) = 23'l(3", und wenn mau auf der Axe .4 Ci7
des Kometenschweifs CJ?= 85' 16" nahm, so war i^G = 55'0", letzteres
auf ein paar Minuten ungewiss. Der Theil ADG war etwas lieller
t-
Fig. 1.
und breiter als ABF. Der innere dunkle parabolische Raum fbadg
war zwar sehr auffallend von dem helleren parabolischen Reifen unter-
schieden, aber er unterschied sich doch aucli sehr merklich von der
dunklen Bläue des Himmels ausserhalb des Reifens. Am mehresten
näherte er sich dieser Farbe in der Nähe der Axe <'E. l>em Augen-
maasse nach schien C ungefähr im Brennpunkte der einer Parabel
wenigstens ähnlichen Kurve FBADO zu liegen.
Ks ist aus diesem klar, dass der Kometenkern C mit der ihn ein-
hüllenden eigenthümlichen Atmosphäre in einem hohlen, fast leeren, para-
bolischen Konoiden von Dunst eingesclilossen war, dessen Dunstwände
damals keine beträchtliche Dicke hatten und allenthalben weit von
ihm abstanden. Da, wo man al.so gegen die Axe AE zu senkrecht,
oder fast senkrecht, durch diese nicht sehr dicken Wände sieht, muss
nur eine geringe Helligkeit zu bemerken sein, die gegen den Rand zu
57. Ueber deu Schweif des grossen Kometeu von 1811. 327
auf einmal schnell zunehmen muss, gerade wie es sich bei diesem
Kometen zeigte. Vielleicht war damals für jeden auf der Axe senk-
rechten Durchschnitt des Konoiden die Dicke der Dunstwände nicht
viel über -fV des Halbmessers der inneren Höhlung. Dies giebt, wie
man durch eine sehr leichte Rechnung findet, den hellsten Theil des
Reifens etwas über viermal heller als den dunkelsten des inneren
parabolischen Raums. Und an diesem Verhältniss mochte in der ersten
Hälfte des September nicht viel fehlen. Nachmals wurde die Dicke
der Dunstwände im Verhältniss gegen den Halbmesser der inneren
Höhlung immer grösser, und so war schon gegen das Ende des Oktober
die Helligkeit des Reifens viel weniger von der des inneren Raumes
abstechend.
Mir scheint aus dieser Form des Kometenschweifs deutlich zu folgen,
dass die von dem Kometen und seiuer eigenthümlichen Atmosphäre ent-
wickelten Dämpfe sowohl von diesem, als von der Sonne abgestossen
werden. Sie müssen sich also dort anhäufen, wo die Repulsivkraft des
Kometen, die wahrscheinlich umgekehrt wie das Quadrat des Abstandes
vom Kern abnimmt, von der Repulsivkraft der Sonne überwogen zu
werden anfängt. Dass nur sehr selten Kometen die Erscheinung zeigen,
die wir an dem jetzigen bewundern, rührt daher, dass nur sehr selten
die Repulsivkraft des Kometen gegen die der Sonne gross genug ist,
die Schweifraaterie auch gegen die Sonne zu noch ausserhalb der eigen-
thümlichen Atmosphäre des Kometen zu treiben. Vielleicht haben wir
das Auszeichnende dieses Phänomens bei unserem Kometen hauptsäch-
lich dem Umstände zu danken, dass er immer so beträchtlich von der
Sonne entfernt blieb, und doch in diesem grossen Abstände eine be-
trächtliche Menge von Schweifmaterie ausströmte. Denn auch die ab-
stossende Kraft, die die Sonne auf diese Stoffe so sichtbar äussert,
muss wahrscheinlich, unter übrigens gleichen Umständen, umgekehrt
wie das Quadrat des Abstandes von ihr abnehmen.
Man muss sich immer hüten, aus einzelnen Erfahrungen keine zu
allgemeine Schlüsse zu ziehen, und es würde viel zu gewagt sein, wenn
man das, was der jetzige Komet zeigt, auf alle diese Weltkörper an-
wenden wollte. Leider sind zu unseren Zeiten wenig grosse Kometen
erschienen, und gerade der von 1807 hatte so wenig, als der kleinere
von 1799, die uns unser vortrefflicher Schröter beschrieben hat, irgend
etwas besonderes Auszeichnendes in der Kopfbildung. Von den älteren
Kometen haben wir, ausser von demjenigen des Jahres 1744 keine guten
Abbildungen, wie sie sich durch hinreichend vergrössernde Fernröhre
darstellten. CvsATrs oft wieder kopirte Figuren sind, wie Hevel's
zahlreiche Kupfertafeln, in seiner höchst weitschweifigen und langweiligen
Kometographie ganz schlecht. Bios von dem Kometen vom April 1665
328 Kometeu.
linde ich bei LrniENiEz eine erträgliche, mehr der Xatur gemässe
Kupfertafel von Hevel, die Lvbieniez wahrscheinlich aus der Mantigsa
Prodromi. die ich nicht besitze, entlehnt hat. So wie Hevel die
übrigen Kometen abbildet, hat gewiss, wie auch schon Rob. Hocke
bemerkt, nie ein Komet ausgesehen. Schon besser sind Hgoke's Figuren
von den Kometen von 1680 und 1682 in seinen Posthununis TFo)-fo, ob-
gleich von HooKE nur ganz roh, als Beihülfe seines Gedächtnisses ent-
worfen, und von dem Herausgeber, Richabd "\V.\llee, ex ingemo und
nach Hooke's Beschreibung ausgeführt. Sie bleiben also immer un-
sicher. ') Aber ganz vortrefflich sind die acht Figuren, die uns Heinsius
(„Beschreibung des im Anfang des Jahres 1744 erschienenen Kometen,
Petersburg 1744") von diesem Kometen geliefert hat. Er hatte Gelegen-
heit, diesen ungemein merkwürdigen Kometen durch ein ausnehmend
gutes vierfüssiges SnuKT'sches Teleskop zu betrachten. Möchte ich mit
diesen musterhaften Abbildungen ganz diejenigen gleichstellen können,
die uns der berühmte Messiek (Mem. de l'Acad. de Paris 177-'>) von
dem Kometen von 1769 gegeben hat! Sie bleiben immer lehrreich, aber
es hat Herrn Messiee nicht gefallen, den Kopf des Kometen aus-
zuzeichnen. Er giebt an dessen Stelle blos einen leeren Kreis.- 1 Von
einem solchen Astronomen, der zugleich ein so guter Zeichner ist —
eine seltene Verbindung — hätte man mehr erwarten können.'')
Bei diesem Mangel an älteren genauen und zuverlässigen Beschrei-
bungen und Abbildungen von Kometen ist es schwer, mit Bestimmtheit
zu sagen, ob man nicht schon sonst mehrere Male einen eben so geformten
Schweif an anderen Kometen wahrgenommen hat, wie ihn uns der
jetzige Komet zeigt. Soviel scheint mir wenigstens nach sorgfältiger
Prüfung dieser unvollkommenen Nachrichten und nach meiner eigenen
'i Hookk's Zeiehnuiigen und Beobachtungen können unter anderen weniffstcus
dazu dienen, die monstrüse Gestalt des Kometen von 1682, die Hkvkl am 8. September
beneficio longioris felescopii gesehen zu haben glaubte, und in den Actis eriuiitorarn
16S2, p. .IUI, und noch schlimmer im Annus Climactericus, p. 133, abbildet, zu \\i'n-
digen und zu bcurthoilcn. Hikiku hat den Kometeu am nämliclien Tage beobachtet. —
Zu welchen falschen Urtlieilen muss es leiten, wenn uns solche erfabelte Karrikatiireii
als wirkliche Abbildungen himmlischer Gegenstände gegeben werden!
-) Herr Mf.ssier nennt zwar diesen Kreis den Kern des Kometen. Aber wie
kann der nie über vier Minuten gross gefundene Kern dureli einen Kreis von dieser
ganz unverhiiltni.ssmässigen Grösse vorgestellt werden?
^1 Es ist sehr zu bedauern, dass der l.aniiiet Sir Hkxry EiNciLEKiKLn seinen
F'laii, eine Geschichte der vornclimstcn, uaoli Erfindung iler Fernröhre beobachteten
Kometen mit besonderer Riicksiclit auf ihre Kerne und Schweife herauszugeben, so
viel ich weis«, nicht zur Ausführung gebracht hat. Er hatte schon, wie er sagt,
vieles ans seltenen Büchern und Handschriften dazu ge.sammelt. S. Enolefiklp on
the dctermination of thc orhits of (Jomets, London 17U3, Prcface, p. X.
57. Ueber den Schweif des grossen Kometen von 1811. 329
Erfahrung zu erhellen, dass eine Verschiedenheit unter den Kometen
Statt findet. Es giebt:
1. Kometen, bei denen sich keine Materien oder Stoffe entwickeln,
auf welche die Sonne eine Repulsivkraft äussert, schweiflose Kometen.
Auch bei der vortheilhaftesten Lage gegen Erde und Sonne zeigt sich
bei diesem nichts von einem Schweife. Soviel mich bisher Erfahrung
hat belehren können, sind dies die Kometen ohne festen Kern, die ganz
aus einer Dunstmasse zu bestehen scheinen.
2. Kometen, bei denen blos eine Repulsivkraft der Sonne, keine
des Kometenkerns zu bemerken ist, z. B. der Komet von 1807. Bei
diesem war durchaus auf der der Sonne zugekehrten Seite keine Schweif-
materie zu bemerken: ja im Oktober 1807 war dieser Theil der Kometen-
atmosphäre so äusserst dünn und durchsichtig, dass man ihn kaum im
Fernrohr wahrnehmen konnte.
o. Kometen, wie der jetzige, bei denen sowohl eine Repulsivkraft
der Sonne, als des Kometenkerns selbst in der Schweifbilduug wirksam
ist. Ohne Bedenken werde ich dazu die Kometen von 1665, 1680, 1682,
1744 und 1709, ja alle die Kometen rechnen, bei denen man in der
Mitte des Schweifes eine breite dunkle Bande wahrgenommen hat. Man
hat diese oft bemerkte dunkle Bande sehr unbedachtsam für einen
Schatten des Kometenkerns erklären wollen, was sie durchaus nicht
sein kann. Man darf nur an die Grösse der Sonne und die Kleinheit
der Kometenkerne denken, um diese Schattenhj'pothese völlig zu ver-
werfen. Diese dunkle Bande deutet nothwendig auf einen ähnlichen
hohlen Konoiden von Schweifmaterie, wie bei unserem Kometen.
Merkwürdig ist es hierbei, dass sich von manchen Kometen bei
ihrer Annäherung zur Sonne verschiedenartige Stoffe entwickeln, auf
die sowohl die Repulsivkraft der Sonne, als die des Kometen selbst
specifisch verschieden wirkt. "Was die Sonne betrifft, so erhellet dies
deutlich aus den Kometen mit doppelten oder gar vielfachen Schweifen.
Bei dem Kometen von 1807 war dies unter anderem sehr überzeugend
darznthun. Der gerade längere Schweif musste nothwendig aus Tlieil-
chen bestehen, die ungleich stärker von der Sonne fortgestossen wurden,
als die Stoffe, die den gekrümmten Schweif bildeten. Die Krümmung
der Kometenschweife und ihre Abweichung von der durch die Sonne
und den Mittelpunkt des Kometen gezogenen geraden Linie hängt unter
übrigens gleichen Umständen von dem Verhältniss der Geschwindigkeit,
womit diese Schweifmaterie von der Sonne fortgestossen wird, zu der
Geschwindigkeit des Kometen selbst ab. Je langsamer der Schweifstoff
aufsteigt, um so grösser ist jene Abweichung, um so stärker die Krüm-
mung. Die Geschwindigkeit der Theilchen, die den geraden Schweif
bildeten, musste also ganz ungleich grösser sein.
330 Kometen.
Dass aber auch die Repulsivkraft des Kometenkerns auf die sich
von ilim entwickelnden verschiedenartigen Stofte specifisch verschieden
wirkt, scheint mir besonders aus dem, was Herr Messiee bei dem
Kometen von 1769 wahrnahm, zu erhellen. Die beiden getrennten,
kleineren Seitenflügel des Schweifs, die Herr Messier den 30. August
und 2. September bemerkte, und die sich nachher in zwei neue helle,
den beiden bis dahin immer gesehenen fast parallele Streifen verwandelten,
geben zu erkennen, dass dieser Komet mit zwei hohlen Dnnstkegeln
umgeben war, wovon der eine in dem anderen steckte. Auf die Ma-
terien, die den äusseren dieser Dunstkegel bildeten, musste die Repulsiv-
kraft des Kometen weit stärker wirken, als auf diejenigen, aus denen
der innere Kegel geformt war. — Auch bei unserem Kometen liabe icli
vom y. Oktober an schwache, doch deutliche Spuren eines zweiten
Schweifes bemerkt.
Unbedingt habe ich bis jetzt von Repulsivkräften gesproclien. Ich
bin weit entfernt, damit das wirkliche Dasein solcher abstossenden
Kräfte im Weltgebäude behaupten zu wollen. Ich will dadurch blos
die Erscheinung andeuten, dass die Schweifmaterie der Kometen sich
sowohl vom Kometen selbst, als von der Sonne zu entfernen strebt.
Immer mag diese Abstossung, die die Sonne und auch oft der Komet auf
die Schweifmaterie äussert, im Grunde durch anziehende Kräfte bewirkt
werden. Die Abstossung der Sonne ist längst, ich möchte sagen, seit
Appian's Zeiten, zu augenfällig gewesen, als dass man nicht auch längst
■ gesucht hätte, sie zu erklären. Es sind einß Menge von Hyi)otlieseu
darüber erdacht und wieder vergessen woi'den. Newton"« und Euler's
Meinungen theilen noch jetzt am meisten den Beifall der Physiker und
Astronomen. Letzterer lässt ganz inkonseciuent mit seinem System,
welches das Licht blos für eine zitternde Bewegung des Aethers hält,
die Schweifmaterie durcli die Sonnenstrahlen fortgestossen werden. Die.se
Hypothese hat unser Komet völlig widerlegt. Wie könnte sich durch
die Sonnenstrahlen vorwärts vom Kometen gegen die Sonne zu Schweif-
niaterie ansammeln? Newton's Voraussetzung, dass sich der Aetlier
durch die gebrochenen und reflektirten Sonnenstrahlen um den Kometen
herum erwärme, ausdehne und so leichter werde, also aufsteigen, das
heisst, sich von der Sonne entfernen müsse, und die leichten Duust-
partikelchen der Kometenatmosphäre mit sich fortreisse, möchte sich
noch vielleicht, doch sehr gezwungen, retten lassen. Al)er diese New-
TON'sche Hypotiiese scheint mir sonst so viel gegen sich zu lial)en, dass
sie ein so künstliches Rettungsmittel nicht leiclit wahr.sciieinliili machen
kann. — Kurz, ich weiss durchaus nicht, wolier diese Repulsivkraft,
oder bestimmter zu reden, wolier dies Bestreben der Schweifmaterie
sich von der Sonne und dem Ivometenkern zu entfernen, entsteht: genug,
57. lieber deu Schweif des grossen Kometeu vou 1811. 331
dass die Beobachtung es deutlich zeigt. p]nthalten kann man sich in-
dessen schwerlich, dabei an etwas unsern elektrischen Anziehungen und
Abstossungen Analoges zu denken. Warum sollte auch diese mächtige
Naturkraft, von der wir in unserer feuchten, stets leitenden Atmosphäre
schon so bedeutende Wirkungen sehen, nicht im grossen Weltall nach
einem weit über unsere kleinlichen Begriffe gehenden Maassstabe wirk-
sam sein?
Allerdings haben wir bei diesen Repulsionen der Schwierigkeit zu
begegnen, wie denn Kepler's Gesetze dabei bestehen können, denen
doch auch die Kometen geuau folgen? Diese Schwierigkeit drückt
mehr oder weniger Eulee's und Newi'On's Erklärungen gleichfalls.
Jlan wird darauf antworten müssen, und auch mit Recht antworten
können, dass die Masse der Schweifmaterie zur Masse des ganzen
Kometen nur ein unbedeutendes Verhältniss hat und, was die Haupt-
sache ist, dass die abstossende Kraft der Sonne erst dann auf diese
Partikelchen wirksam wird, wenn sie sich schon wirklich von der blos
schweren Masse des Kometen getrennt haben.
Wie dünn die Schweifmaterie sei, zeigt sich aus ihrer Durch-
sichtigkeit. Selbst durch die hellen parabolischen Reifen Hessen sich
Sterne achter und neunter Grösse noch gut erkennen, doch wurde ihr
Licht sehr merklich geschwächt. Unter anderem habe ich das bei dem
heitersten Wetter am 7. September zwischen 8 und 9 Uhr wahrgenommen,
wo zwei Sterne achter Grösse der Histoire Celeste, von denen der Komet
wahrscheinlich den südlichen nach 11 Uhr bedeckt haben wird, in diesem
lichten Bogen standen.^) Ihr Licht wurde so geschwächt, dass ich ihre
Ein- und Austritte in das Kreismikrometer meines grossen, sonst so
liclitstarken Dollonds nicht mit Sicherheit beobachten konnte. Inner-
halb des dunkeln parabolischen Raumes habe ich, gegen Ihre Erfahrung,
die Sterne immer viel heller und deutlicher gesehen, als in jenen Reifen.
Allein, wenn so dieser hellere Theil des Kometenschweifes beträcht-
lich das durchfallende Liclit schwächt und es so stark zurückwirft,
um uns mit einer solchen Helligkeit sichtbar zu sein, so äussert er
doch nicht die geringste strahlenbrechende Kraft auf die Lichtstrahlen.
Diese hätte in den Rändei'U des Schweifes, oder in jenem parabolischen
Reifen, wenn Sterne dadurch berührt wurden, noth wendig sichtbar
werden müssen. Es folgt aus diesem gänzlichen Mangel an Refraktions-
kraft meiner Meinung nach nothwendig, dass die Schweifraaterie aus
lauter diskreten Theilchen bestehe, dass diese Partikelchen nach Gken's
') Es wareu die beiden Sterne, die Histoire Celeste, p. ö9, so vurkommeu:
lOii 44' -29" 7» 55' 17"
10h 44' .38..^" 7" 59' 4s"
332 Kometen.
Ausdrucke mit dem Aether, oder was sonst den Himmelsraum ausfiilleu
mag, blos gemengt, nicht gemischt sind. Kurz, es scheint sich mit
der Schweifmaterie gerade so zu verhalten, wie mit vielen unserer
Nebel. Auch diese bestehen aus einer ungelieueren Menge blos mit der
Luft gemengter, unendlich kleiner Wassertheilchen. Der Nebel schwächt
das durch ihn fallende Licht, wirft es hinreichend stark zurück, um
uns als glänzende Wolke sichtbar zu sein, und hat doch gar keine von
der Luft verschiedene, strahlenbrechende Kraft.
Fast unbegreirtich ist die Geschwindigkeit, womit dieser Schweif-
stoff vom Kometen aufwärts steigt. Newton hat eine Methode ange-
geben, die Zeit, welche die Schweifmaterie gebraucht hat, um vom Kometen
bis ans Ende des Schweifes zu kommen, wenigstens beiläufig zu be-
rechnen. Ich habe diese zweimal, am 11. und l.{. Oktober auf unseren
Kometen angewandt und bei der Rechnung die Balmbestimmung des
Herrn Professor Gauss zum Grunde gelegt. Am 11. Oktober war der
Kopf des Kometen in 6' 18" 29' Länge und 60" 38' nördlicher Breite.
Der Schweif, der mittleren Direktion nach gerechnet, endigte sich für
blosse Augen bei i Draconis in &■ 0** mit 75" nördlicher Breite. Am
13. Oktober war die Länge des Kometen ß^ 24" 35'. die nördliche Breite
61" 4u'. Ich konnte den Schweif bis bei d im Drachen erkennen und
schätzte sein Ende in 6' 14" mit 76" nördlicher Breite. Aus diesen
Angaben berechnete ich nun den Winkel, den die Chorde des gekrümmten
Kometenschweifes in der Ebene der Kometenbahn mit der durcli die
Sonne und den Kometen gezogenen geraden Linie machte:
11. Oktober 13. Oktober
12" 51' 12" 28'
die Länge dieser Chorde . . . 0,556 1 0,639 1
die Zeit, welche die Dünste ge-
brauclit hatten, bis ans Ende
des Schweifes zu kommen . . 11,308 Tage 11,065 Tage.
Beide Resultate stimmen so gut überein, als man es bei solchen schwer
mit irgend einiger Schärfe zu beobachtenden Gegenständen und der
ohnehin nicht ganz scharfen Rechnungsmethode nur verlangen kaiui.
Der Schweif des Kometen war also gegen die Mitte des Oktober übi-r
12 000 000 Meilen lang, und diese ungeheure Länge durchflog der von
dem Kometen sich absondernde Dunst in etwas mehr als llTasen.
Eine wirklich erstaunenswürdige (Tesrhwin<ligkeit. Die Intension der
auf die Schweifmaterie wirkenden Kepulsivkraft der Sonne ist also, bei
gleichem .Vbstande von der Sonne, nngleicii grösser, als die .\ttraktion.v
kraft, womit sie schwere Körpertheilclien an sich zieht.
Die letzten mir am 11. Oktober noch kaum sichtbaren Tlieile de.«
Schweifes waren von der Erde 1,68, vnn der Sonne 1,69 entfernt, die
57. Ueber den Schweif des grossen Kometen von 1811. 333
mittlere Entfernung- der Erde von der Sonne = 1,00 gesetzt. Bei der
ungemein heiteren Luft des so stürmisclieu 13. Oktober waren mir noch
Theile erkennbar, die von der Erde 1,75, von der Sonne 1,79 abstanden.
Allerdings trägt die grössere Entfernung von Sonne und Erde sehr viel
dazu bei, diese äussersten Theile des Schweifes weniger hell und weniger
sichtbar zu machen. Allein die dem Kopf des Kometen benaclibarten
Theile des Schweifes sind doch in weit grösserem Abstände von Erde
und Sonne noch sehr augenfällig. Die Hauptnrsache des Unsichtbar-
werdens der äussersten Schweiftheile muss also in der geringeren Dichtig-
keit, der grösseren Zerstreuung dieser Theile liegen.
Es wäre ein Problem, eines grossen Geometers nicht unwürdig,
die Figur des Kometenschweifes nach der Theorie zu bestimmen. Ehe
indessen die Auflösung dieses Problems möglich oder nützlich werden
kann, muss von den praktischen Astronomen noch viel vorgearbeitet
werden. Nimmt man an, dass die ßepulsivkraft der Sonne umgekehrt
wie das Quadrat des Abstandes von ihr abnimmt, und abstrahirt ganz
von den anziehenden und abstossenden Kräften des Kometenkerns, so
wird jedes Dunstpartikelchen eine gegen die Sonne konvexe Hyperbel
beschreiben, in deren entfernterem Fokus die Sonne liegt. Diese Hy-
peibel hat nun mit der Bahn des Kometen an dem Punkte, wo das
Schweiftheilchen den Kometen verlässt, eine gemeinschaftliche Tangente,
und die tangentielle Geschwindigkeit des Dunstpartikelchens ist der
des Kometen in diesem Punkte seiner Bahn gleich. Leicht würde sich
hieraus die Bahn jedes Dunstpartikelchens berechnen und für jede Zeit
der Ort desselben angeben lassen, wenn das absolute Maass der Repulsiv-
kraft der Sonne für irgend einen bestimmten Abstand bekannt wäre.
Ich habe oben schon erwähnt und wie ich glaube erwiesen, dass diese
Repulsivkraft der Sonne auf verschiedenartige, sich von demselben
Kometen entwickelnde Stoffe specifisch verschieden wirksam ist. Könnte
sie denn nicht vielleicht aucli auf einen Kometen überhaupt anders ein-
wirken, als auf einen anderen? Dies wird es sehr schwierig machen,
das Maass dieser Repulsivkraft zu finden, und es gehören gewiss noch
viele sorgfältige Beobachtungen über Kometenschweife dazu, hierin etwas
Gewisses oder auch nur Wahrscheinliches festzusetzen.^) Dann werden
noch die perturbirenden Centralkräfte, die der Komet selbst auf die
von ihm ausströmenden Dünste äussert, und die hauptsächlich die Ge-
stalt des Kometenschweifes bestimmen, mit in Rechnung gezogen werden
müssen, und die Auflösung jenes Problems nicht wenig erschweren.
') Es dürfte sich indessen schon der Mühe verlohnen, die vorhandenen Beobach-
tungen über Kometenschweife näher zu untersuchen. Mau findet viele zu dieser
Untersuclumg brauchbare Beobachtungen bei Tycho, Hevel, Newton, De Cheseaux,
Messier u. a. m.
334 Kometen.
Es sind also nicht immer dieselben Theilchen. die wir in dem
Kometenschweife schimmern sehen ? Nein ! unanfhörlich entwickeln
sich neue Stolfe von seinem Körper und seiner eigentlüimlichen Atmo-
sphäre, die mit erstaunenswürdiger Geschwindigkeit von dem Kometen
abwärts strömen, um sich endlich in den weiten Himmelsraum zu ver-
lieren. Nur in den seiner Sonnennähe angrenzenden Theilen seiner Bahn
findet diese Entwickelung Statt. Aber so fein die den Schweif bilden-
den Stoffe auch sein, so wenig Masse der ganze Schweif in jedem
Augenblick auch haben mag. so muss der Komet doch bei jedem Durch-
gange durch die Sonnennähe, durch dies unaufhörliche Ausströmen einen
beträchtlichen Verlust, wenigstens an der zur Schvveifbildung zu modi-
ficirenden Materie leiden. Denn von den einmal in den Schweif aus-
geströmten Dünsten kann nur zufällig ein höchst geringer Theil wieder
mit dem Kometen vereinigt werden, der diesen Schweifstolf hergab.
Ob und wie die Kometen diesen Verlust in der langen Zeit, die sie in
dem von der Sonne entfernten, und vor ihrer Entwickelung ' ) gesicherten
Theil ihrer weiten Laufbahn zubringen, wieder ersetzen mögen, wird
wohl immer ein Räthsel bleiben. Es scheint indessen zu gescliehen.
"Wenigstens hat man an dem Kometen von 1759 bei seinen öfteren
Wiederkünften zu seiner Sonnennähe mit Zuverlässigkeit keine Ab-
nahme bemerkt. War er gleicli KiuT und 17.")9 weniger ansehnlich,
als ihn ältere Beschreibungen erwarten Hessen, so stimmen docli alle
Beobacliter darin übereiu, dass er sich 1(582 in ganz vorzüglicher Pracht
und Schönheit zeigte.
Die Form des Kometenschweifes und besonders der den Koiif
bildenden Theile hat sich seit dem Monat September nach und nacli
sehr verändert. Die Aeste des parabolischen Reifens wurden, zum Tlieil
blos wegen der veränderten Lage des Schweifes gegen unsere Ge-
sichtslinie, immer weniger divergirend. Die Wände des Dunstkegels
wurden immer dicker, und so die Helligkeit des iiaraliolischen Ivcifeiis
weniger von dem inneren Räume verschieden. Die eigenthümliche
Atmosphäre des Kerns schien mehr anzuschwellen und berührte später-
hin fast jenen Reifen, so dass die ganze Erscheinung lange nicht mehr
das Auffallende wie im Anfange hatte. Auch war der äussere Rand
des Reifens schon von der letzten Hälfte des September an weit weniger
scharf abgeschnitten, als im Anfange der Erscheinung, sondern mit
leichtem Dunst umgeben, der sich im November, besonders an der linken
(seiner wahren Bewegung nach vorgehenden) Seite, in einzelnen Streifen
von 2r>' bis .30' Länge parabolisch von der Sonne abwärts kiiimmte. Es
müssen sich also nach und nach noch sehr verschiedenartige Stoffe vnn
I
') Einwirkving.
"■^. Auszug aus einem Schreiben, die Kometen von 1812 und 1813 betreffend. 335
dem Kometen abgesondert haben, anf die sowohl die Sonne als auch
der Komet selbst eine verschiedene Repulsivkraft äusserten. Doch von
allem diesen hier umständliche Beschreibungen zu geben, würde diesen
ohnehin schon zu grossen Aufsatz noch mehr verlängern. Dieses zu
vermeiden, habe ich mich auch hauptsächlich nur auf dasjenige be-
schränkt, was der Kopf des Kometen zeigte, und von der Gestalt und
den merkwürdigen Veränderungen des übrigen Schweifes, von der ver-
schiedenen Länge und Helligkeit der Aeste, von der winkligen Ein-
bucht, die die rechte ( nachfolgende 1 Seite des Kometenschweifes hatte u.s. w..
nichts erwälint. Letztere hat man auch bei dem Kometen von 1744
wahrgenommen, und vielleicht passt auch de Cheseaux' Erklärung dieser
Einbucht mit einiger Abänderung auf unseren Kometen.
58. Auszug aus eiuem St-lireibeu, die Kometeu \ou 1812
iiud 1813 betretfeud.
[Monatliche Korrespondcni:. Bd. XXVII, S. 290—293. März 1813.]
Paris, am 7. März 1813.
.... Der neue Komet wird auch hier beobachtet; Bouvaed hat
mir folgende Beobachtungen mitgetheüt:
1813 Mittl. Par. Zeit M Dekl. bor.
Febr. 18. •20'' 15' 56" 10" 37' 53" 19« 4' 36"
„ 19. 20" 19' 44" 11° 19' 37" 18° 2' 6"
„ 24. 19^ 33' 13" 13" 45' 20" 13" 41' 44"
„ 27. 20" 35' 56" 14" 38' 23" 11" 37' 20"
Die Zeiten sind von Mitternacht gerechnet.
Auch die sämmtlichen Beobachtungen des Kometen von 1812 hat
BorvARD mir zum beliebigen Gebrauch mitzutheilen die Güte gehabt.
und ich lasse solche hier folgen:
yR Dekl. bor.
101" 51' 19" 53" 10' 57"
102" 50' 15" 52" 25' 47"
106" 3' 20" 49" 43' 57"
108" 33' 51" 47" 15' 52"
111" 34' 30" 44" 0' 4"
112" 19' 52" 43" 6' 51"
114" 24' 55" 40" 27' 37"
1812
Mittl. Par. Zeit
Aug. 2.
0" 19' 1"
„ 3.
2" 38' 29"
„ 6.
22" 23' 54"
., 10.
3" 12' 8"
., 14.
2" 55' 1"
„ 15.
3" 15' 88"
„ 18.
2" 35' 3"
336
Kometen.
1812
Mittl. Pai
. Zeit
.i?
Dekl. t)or.
Aug. 24.
3^ 44'
57"
118» 30'
49"
34»
28'
46"
„ 25.
3" 30'
37"
1190 9'
38"
33»
25'
28"
„ 29.
3" 27'
26"
121» 47'
5"
28»
57'
55"
Sept. 3.
3" 22'
1"
125» 6'
16"
22»
54'
3"
„ 7.
3" 54'
11"
127» 50'
44"
17»
36'
47"
„ 8.
3" 51'
4"
128» 31'
48"
16»
15'
8"
.. 12.
4'' 15'
42"
131» 23'
25"
10»
34'
42"
„ 14.
4" 41'
12"
132» Ö2'
54"
70
37'
22"
„ 15.
4" 28'
45"
133» 37'
42"
6»
10'
ö"
„ IG.
4" 27'
40"
134» 23'
34"
40
40'
41"
„ 17.
4" 36'
13"
135» 10'
18"
:;»
KV
31"
„ 19.
4" 41'
5"
136» 4.5'
13"
0»
9'
48" bor.
„ 20.
4" 39'
25"
137» 33'
25"
1"
21'
IS" aust
4" 42'
38"
139» 13'
19"
40
23'
1 ~fr
4o
Die von BorvASD berechneten Elemente sind folgende:
Zeit des Periliels 1812 Sept. 15,660 3 mittl. Zeit auf der
Kaiserlichen Sternwarte A'on Mitternacht gerechnet.
Perihelische Distanz . . . = 0,782 167
Länge des Perihels . . . = 3^ 2» 39' 53"
Länge des a = 2M3» 40' 46"
Neigung == 73» 57' 3".
Richtung direkt.
In dem neuerlicli erschienenen Abrege d' Astronomie von De Lamuri:.
sind auch meine Formeln, die scheinbare Länge des Mondes etc. ohm^
den Nonagcsimns zu berechnen mit aufgenommen. Aber etwas gewundert
hat es micii, dass De LiVaiBRE hier wieder, wie in der Coun. des tew-i
gleich nachher sagt, man könne dieselben Formeln für die .scheinbare ./i'
und Deklination finden, wenn man die Neigung der Ekliptik = 0, umi
für die wahre Länge und Breite die wahre yR und wahre Deklination
setze. Dies hat freilich keinen Zweifel ; aber diese allgemein bekannten,
durchaus nicht zu em|pfehlenden Formeln habe ich nicht gegeben, sondern
meine zweiten P^ormeln geben die scheinbare ./>' und Deklination nicJit
aus der wahren vR und Deklination, sondern mimittelbar aus der ivahreu
Lauge und Breite. Vor mir und Bkssel, welcher sie nicht von mir
hatte, obgleich ich lange vorher darauf verfallen war, hat niemand diese
Formeln gegeben; und ob man gleich bisher wenig Aufmerksamkeit
darauf bezeigt hat, so glaube ich doch, dass eben diese weit vorzüg-
licher und brauchbarer bei Fixsternbedeckungen sind, als die P'ormehi
für die scheinbare Länge des Mondes. Sie ersparen nicht allein die
Berechnung des Nonagesimus, sondern aucli der Länge und der Breite
59. lieber den zweiten Kometen von 1813. 337
des Fixsterns. Alle unsere Sternverzeichnisse sind einmal nach AI und
Deklination eingerichtet, und wenn man auch Kataloge für die Länge
und Breite der Zodiakal- Sterne hat, so will man doch oft andere An-
gaben für den Fixstern gebrauchen, als bei jenen Katalogen zum Grunde
liegen; und so muss man nach dem gewöhnlichen Verfahren fast immer
die Länge und Breite des Fixsterns von Neuem berechnen, wozu mau
ausserdem auch deswegen genöthigt ist, weil theils viele Sterne in jenen
Katalogen fehlen, theils die eigene Bewegung der Sterne nur nach ^
und Deklination bestimmt ist. Ich will des Vortheils dieser P^ormeln
nicht erwähnen, den sie bei Berechnung der Epheraeriden haben können,
wenn man alle vorfallenden Fixsternbedeckungen vorher anzeigen will. —
Haben Sie und mehrere Astronomen schon meine Formeln für die schein-
bare Länge und Breite bei Fixsterubedeckungen bequem und brauchbar
gefunden, so muss dies noch weit mehr von den Formeln für schein-
bare jR und Deklination gelten.
Unser grosser La Place wird iu wenig Tagen die vierte Ausgabe
seiner Exposition du Systeme du monde austheilen. Sie wird manche
wichtigen Veränderungen und Zusätze enthalten, und eine Uebersetzung
dieses so einzigen "Werkes nach dieser neuen Ausgabe ins Deutsche
scheint mir ein sehr nützliches Unternehmen.
59. lieber den zweiten Kometen Yon 1813.
Unterm 2. April 1814 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1817, S. 97—100.]
Bei meiner Eückkunft von Paris am 10. April 1813 fand ich hier
in einem Briefe vom Herrn Professor Gauss die Nachricht vor, dass Herr
Professor Haeding am 3. April einen Kometen im Poniatoivski' sehen
Stier entdeckt habe. Der Ort desselben wurde nur durch Schätzung
auf 272" 20' ^E und 7° 35' nördliche Deklination bestimmt. Am folgen-
den Tage fand Herr Professor Haeding ihn etwa | " mehr gegen Westen,
also rückgängig, und J^** südlicher.
Am 12. April suchte ich den Kometen auf uud fand ihn unerachtet
des Mondlichtes sogleich an der Spitze des durch die Sterne am Kopf
des Poniatoivski' sehen Stiers gebildeten V. Meine Instrumente waren
noch eingepackt. Ich musste mich deswegen mit einer Schätzung be-
gnügeu, die für April 12. 12| Uhr die ^4i = 268° 23', die nördliche
Deklination = 1«43' gab.
Olbers I 22
338 Kometen.
Am 13. April war es trübe. Am 14. verglich icli den Kometen
mit dem südlichsten Stern in dem kleinen Triangel unter der Spitze
des Poniatoirski'schen Stiers, wie dieser in Herrn Bode"s scliönen Karten
gezeichnet ist. Herr Professor Bode konnte in seinem Katalog die
Lage dieses Sterns nur nach Messiee's Bestimmungen angeben, und
ich hielt diese für ungewiss. Ich habe diesen Stern nochmals durch
Vergleichung mit dem PiAzzi'schen Stern (yJi für 1800 = 266" 31' 40",
nördliche Deklination = 0" 42' 49") zu bestimmen gesucht, und aus drei
sehr gut stimmenden Beobachtungen gefunden, dass er am 28. Mai
diesem PiAzzi'schen Stern 42,75" in Zeit folgte und 3G' 17,2" südlicher
war. Damit findet sich für 1801:
.-/«• media = 266" 43' 8,9" Deklin. = 0" 6' 30,6" nördl.
Nach Messier yR = 266» 44' 15" = 0° 7' 24"
Unterschied = 0" 1' 6,1" Untersch. = 0« 0' 53,4"
Am 15. wieder heiter, allein das zunehmende Mondenlicht schwächte
den Kometen. Er wurde mit mehreren benachbarten Sternen verglichen,
worunter einer von Piazzi war.
Am 16., 17. und 18. trübe.
Am 19. konnte der wegen des nahen Mondes noch immer sehr
schwach erscheinende Komet mit /n Ophiuchi und einem Stern der
Histoire Celeste verglichen werden.
Am 20. trübe.
Am 21. war der Komet bei v Ophiuchi oder Serpentis, und durch
diesen Stern seine Position bestimmt.
Am 22. und 23. trübe.
Am 24. wurde der Komet, der nun bei noch nicht aufgegangenem
Monde sehr gut mit blossen Augen zu sehen war, mit co Ophiuchi und
einem Stern der Histoire Celeste verglichen.
Am 25. war der Komet nördlich über Antares sehr augenfällig.
Ich bestimmte seinen Ort durch No. 1 Scmpii und einem Stei'U der
Histoire Celeste. Der niedere Stand des Kometen und die vielen Dünste
des Horizonts, wodurch die Sterne zitterten, krmnen die Beobachtung
der beiden letzten Tage etwas weniger genau gemacht haben.
Nachher habe ich den, dem südlichen Horizont sich zu sehr nähern-
den Kometen nicht weiter verfolgt. Der Komet hatte einen durch-
sichtigen, blassen, schlechtbegrenzten, ausgebreiteten Nebel, aber einen
sehr deutlichen Kern. Von einem Schweife konnte ich keine zuver-
lässige Spur bemerken.
Hier nun meine sänimtlichen, mit gehöriger Rücksicht auf Aberration
und Nutation reduciileii Beobachtungen:
59. Ueber den zweiten Kometeu von 1813. 339
1813
Mittl. Zeit
in Bremen
Scheinbare gerade
Aufsteigung
Scheinbare südliche
Deklination
pril 14.
IS^ 31' 4"
266» 42' 51"
0" 34' 23"
„ 15.
12" 14' 29"
2650 48' 48"
1« 46' 5"
„ 19.
11" 38' 0"
260» 40' 39"
8» 15' 24"
„ 21.
12" 0' 35"
256" 51' 59"
12° 42' 54"
„ 24.
11" 58' 38"
248» 43' 58"
21" 25' 10"
„ 25.
11" 41' 30"
2450 8' 18"
240 49' 2"
„ 25.
12" 5' 38"
2450 4' 3"
24» 54' 16"
Unterm 14. April 1813 hatte der damals in Paris befindliche
Direktor der Marseille}- Sternwarte, Herr Blanpain, die Güte, mir an-
zuzeigen, dass auch Herr Pons zu Marseille diesen Kometen (fast zu
gleicher Zeit mit Herrn Professor Harding) entdeckt habe. Ans Pons'
Beobachtungen hatte Herr Blanpain abgeleitet für
April 3. 16" 38' 30" mittlere Marseiller Zeit:
At des Kometen = 272» 27',
Nördl. Deklination = 7» 41'.
Zugleich theilte er mir eine Meridian -Beobachtung des Herrn
BouvARD mit:
April 13. 16" 22' 3" mittlere Pariser Zeit.
Scheinbare JR . . . = 267" 27' 18",
Scheinb. nördl. Deklin. = 0» 24' 46".
Nachdem ich am 21. den Kometen beobachtet hatte, bestimmte ich
sogleich folgende Elemente seiner Bahn:
Zeit der Sonnennähe 1813 Mai 19. 15" 33' 30" mittl. Bremer Zeit.
Länge des ft = 1M2» 39' 36"
Neigung der Bahn . . . = 80» 55' 5"
Länge der Sonnennähe . . = 6M7» 28' 37"
Log. d. kleinsten Ab.standes = 0,084 364 = log 1,214 406.
Bewegung rückläufig.
Es war zu bedauern, dass der Komet gerade, wie er in seiner
grössten Lichtstärke erscheinen musste, den Bewohnern des nördlichen
Europa durch seine zu südliche Deklination unsichtbar wurde. Folgende
kleine Tafel wird den ganzen Lauf des Kometen übersehen lassen:
Ä>istand
von
Zeiten
Geoc. Länge
Geoc. Breite
der Sonne
der Erde
Lichtstärke
April 3.
16h .52'
9s 2» .50'
81» 7' N.
1,405 6
0,884 6
1,000
„ 9.
ist 26'
9s 0« 12'
27» 37' „
1,363 2
0,672 8
1,636
„ 21.
12b 1'
8s 16» 59'
10» 9' „
1,290 6
0,371 7
5,976
. 24.
loh 56'
8s 9« 49'
0» 0' „
1,275
0,312 9
8,649
„ 30.
llt 39'
7s 20" 40'
26» 43' S.
1,250 5
0,268 6
12,202
Mai 2.
lli 88'
7s 8" 56'
35» 52' „
1,243 4
0,277 1
11,592
„ 19.
151» 33'
5s 1« 52'
53» 12' „
1,214 4
0,637 3
2,298
Juni 13.
15h 11'
4s 15« 4'
.56» 12' „
1,275
1,262
22*
0,531 6
340 Kometen.
Man sieht, wie schön und prächtig dieser Komet in den Südländern
muss erschienen sein, wo er hoch am Himmel in bequemen Nachtstunden
kulminirte, da er mir hier am 24. April unerachtet seines niedrigen
Standes schon so hell wie ein Stern 3. Grösse vorkam. Am 30. April
hatte er seine grösste Lichtstärke. Am 1. Mai war er mit der Sonne
in Ojjposition. In den Ländern südwärts vom Aequator wird mnn ihn
bis in die Mitte des Junius haben verfolgen können. Der Komet lief
vom Poniatowski'schen Stier durch den Schlangen träger, Skorpion,
Wolf, Centaur bis zum Schill' und musste bei seinem Heranrücken zum
unteren Theil des grossen Hundes auch den Bewohnern des Südens
unsichtbar werden.
60. Asti'onomische Beobat'htuugeii, Eutdeekinig des Kometen
von 1815; Beobachtimg und Elemente der Bahn desselben.
Aus einigen Briefen.
[Astronomisches .lalirlnuli tür ISIS, !?. 152—1,56.]
A'om 30. Januar 1815.
Unter den verschiedenen im Jahrbuche für 1817 enthaltenen astro-
nomischen Nachrichten und Neuigkeiten ist mir die von Herrn Dr. Koch
über die beiden Sterne des Herhules, die nach ihm von Zeit zu Zeit
völlig verschwinden sollen, besonders aufgefallen. Da die ziemlich kennt-
liche Sterngruppe, die die Sterne 79, n, 83, 84 des Herkules nebst einigen
teleskopischen Sternen mit einander bilden, dem Parallel derjenigen Sterne
nahe steht, durch deren Verschwindung hinter einem Thurm ich meine
Zeit zu berichtigen pflege, so habe ich sie sehr oft betrachtet, aber nie
eine Veränderung in ihrer Grösse und Helligkeit bemerkt. Indessen
kann es ganz wohl sein, dass ich diese, weil ich keinen Argwohn hatte,
übersehen habe. Ob ich jene Sterne gerade in der Zeit, wo sie nach
Herrn Dr. Koch gefehlt haben, wirklich gesehen habe, will ich gar nicht
behaupten, und sie können niclit dagewesen sein, ohne dass es mir auf-
gefallen ist. Aber selten muss doch ihre Verschwindung sein. Nicht
blos Flamsteed und Piazzi haben sie beobachtet, sondern auch in der
Histoire Celeste von La Lande kommen sie mehrere Male vor. Am
13. Mai 1783 beobachtete D'Agelet die Sterne 79 6. Grösse, n 7. Grösse,
83 6.-7. Grö.sse; am 25. Mai 1783, 79 0.— 7. Grösse, ti 7.-6. Grösse,
83 und 84 7. Grösse; am 23. Julius desselben Jahres 79 6. Grösse. Am
60. lieber die Entdecknug des Kometen von 1815. 341
16. Junius 1799 fand La Lande 79 6. Grösse n 6. — 7. Grösse, 83 und 84
6. Grösse. — Der Stern m kommt auch in der Histoire Celeste nicht vor.
Im December 1814 hatten diese Sterne noch dieselbe Grösse, die La Lande
für sie angiebt. Ich bin sehr neugierig, zu sehen, ob sich im Laufe
dieses Jahres Veränderungen an ihnen zeigen werden.
In den Pliilos. Transact. von 1814 hat James Ivort eine sogenannte
neue Methode bekannt gemacht, die ersten genäherten Elemente einer Ko-
metenbahn zu bestimmen Im Wesentlichen ist dieses ganz meine Methode,
die Herrn Ivoky völlig unbekannt gewesen sein muss. Wo wir im Un-
wesentlichen von einander abweichen, ist der Vortheil der grösseren
Kürze und Bequemlichkeit der Rechnung mehren theils auf meiner Seite.
So sonderbar es scheinen mag, dass Herr Ivoky von meiner seit beinahe
20 Jahren so allgemein gebrauchten Methode nichts wusste, so angenehm
ist es mir in anderer Rücksicht, dass dieser so ausgezeichnete Analyst
auf dem analytischen Wege gerade dieselbe Methode als die beiiuemste
und kürzeste findet, die ich mehr aus geometrischer Betrachtung des
Problems hergeleitet habe.
Herr Oberst von Lindenau und Herr Professor Gauss werden
mich, ihrem Versprechen zu Folge, diese Ostern mit einem Besuche
erfreuen.
Vom 7. März 1815.
Ich eile, Ihnen anzuzeigen, dass ich gestern Abend gegen 10 Uhr
einen kleinen Kometen zwischen dem westlichen Fuss des Perseiis und
der Fliege entdeckt habe. Am 6. März um 10 Uhr 55' mittlere Zeit
war seine gerade Aufsteigung = 49° 7', seine nördliche Abweichung =
32* 7' nach einer vorläufigen Reduktion meiner Beobachtungen. Heute
war die Witterung ungünstig, und ich habe nur beiläufig für 7'' 40'
seine yR = 49° 22' und seine nördliche Abweichung = 32° 32' be-
stimmen können. Der Komet geht also langsam nach Norden und Osten
zum Gestirn des Perseiis. Er ist klein, hat einen schlecht begrenzten
Kern und einen sehr blassen durchsichtigen Nebel und war im Kometen-
sucher nur eben zu erkennen.
Ich bitte Sie, sowohl der Königlichen Akademie als auch der Natur-
forschenden Gesellschaft diese Nachricht unter Bezeugung meiner Ehr-
furcht mitzutheileu, auch unseren Freund Bessel ungesäumt von dem
Dasein dieses Kometen zu benachrichtigen.
Vom (1. April 1815.
Der kleine Komet nimmt doch an Licht zu. und ist jetzt schon
sehr gut im Kometensucher zu erkennen. Hier meine bisherigen Be-
obachtungen, mit den Bemerkungen, die ihren verschiedenen Werth
342
Kometen.
bezeichnen. Die, wo nichts dabei steht, habe ich für gut zu halten
Ursache, die ganz zweifelhaften sind mit : bemerkt. Es ist schlimm,
dass der Komet durch eine so sternlose Gegend bisher seinen Lauf
gehalten hat.
Scheinl). nördl
Mittl. Bremer Zeit
Sclieinb. yR
Deklination
März 6.
10" 56' 54"
49" 6' 42"
32" 7' 2"
n "■
„ 9.
,. 10.
7" 40' 5"
10'' 17' 51"
7'' 44' 45"
49" 21' 22"
49" 59' 14"
50" 16' 1"
32" 31' 55"
33" 6' 4"
34" 3' 6"
Einzelne Beobacht.
bei Ungunst. Wetter.
.. 11.
7" 57' 3"
50" 36' 12"
34" 33' 6"
„ 16.
8" 57' 30"
52" 25' 33"
37" 4' 53,5
ft
„ 18.
., 19.
„ 20.
lO'' 12' 30"
S" 26' 10"
8" 28' 53"
53" 14' 37"
53" 38' 29"
54" 4' 39"
38" 6' 46"
38" 35' 34"
Mondschein und
Witterung hinder-
„ 21.
9'' 3' 20"
54" 32' 10"
39" 36' 9":
lich.
„ 29.
„ 29.
„ 30.
9" 17' 37"
10" 47' 42"
8" 44' 56"
58" 36' 53"
58" 39' 22"
59" 11' 48"
43" 41' 32"
44" 9' 27"
Witterung
liinderlich.
April 1.
9" 28' 3"
60" 24' 57"
45" 10' 31"
„ 2.
7" 53' 33"
60" 59' 12":
45" 38' 20":
Einzelne Beobacht.
bei sehr schlechtem,
stürmischen Wetter.
Sehr oft habe ich die Positionen des Kometen blos durch Sterne der
Histoire Celeste bestimmen müssen, da Piazzi hier nur wenig Sterne
hat. Den neuesten PiAzzfschen Katalog besitze ich noch nicht.
Hier die Elemente der Bahn dieses Kometen, wie ich sie vorläufig
gefunden habe:
Zeit der Sonnennähe 1815 April 26. 20"' 49' 21" mittl. Br. Zeit.
Abstand der Sonnennähe . . . = 1,159 74
Länge der Sonnennähe . . . . = 5' 3" 1' 5"
Länge des ft = 2' 22" 47' 29"
Neigung der Bahn == 42" 11' 1"
Die Bewegung rechtläutig.
Aus diesen Elementen habe ich zur Beurtheilung des gegenwärtigen
und zur Uebersicht des künftigen Laufes des Kometen folgende Oerter
berechnet:
Abstand
von
Zeiten
Geoc. Länge
Geoc. Breite
der Sonne
der Erde
Lichtüt.
März 6. 11"
1« 25" 15'
13" 27' N.
1,4131
1.395 5
1,0000
April 1. 9"
2' 7" 36'
23" 59' ,,
1,228 -1
1,3814
1,350 1
„ 26. 21"
2» 26" 52'
33" 57' „
1,159 7
1,3120
1,6801
61. MittheiluBg-, die Entdeckung eines Kom. im Perseus im Jahre 1815 betreff. 343
Abstand von
Zeiten Geoo. Länge Geoc. Breite der Sonne der Erde Lichtst.
Mai 11. 0^ 3M0"51' 38" 16' N. 1,1811 1,277 1,709 9
Juli 5. 0" 5=25" 4' 310 45'„ 1,577 5 1,492 1 0,702 2
Der Komet wird also bis zum Mai noch immer etwas an Licht-
stärke zunehmen und bis im Julius sichtbar bleiben. Er steht jetzt
beim östlichen Knie des Perseus, ist am 26. April über dem Kopf des
Fuhrmanns, läuft von dort durch den Kopf des Luxes, unter der Schnauze
und dem Viereck des grossen Bären weg und wird im Julius zwischen
den Jagdhunden und dem Haupthaar der Berenice wahrscheinlich ver-
schwinden. Schwerlich wird man ihn, auch mit den besten Fernröhren,
noch am Ende des Julius sehen können.
Der Kern des Kometen bleibt noch immer verwasclien und unbe-
grenzt. Am 29. und :J0. März, da die Witterung zwischendurcli sehr
heiter war, schien mir im fünffüssigen Dolloud auf der von der Sonne
abgekehrten Seite etwas Schweifartiges, doch sehr blass vom Kometen
abzusprossen. Schon mehrmals habe ich kleine Fixsterne ungeschwächt
durch seinen Nebel blinken sehen.
N. S. Heute Abend war es ungemein heiter, und der Komet hatte
einen sehr deutlichen Schweif von 8' bis 10' Länge. Ich erwarte, der
Schweif wird bis zur und nach der Sonnennähe noch immer grösser
werden.
61. Mittlieilimg, die Entdeckimg eines Kometeii im Perseus
im Jahre 1815 betreffend.
[Göttiagische gelehrte Anzeigen, 1. Bd. von 1815, 45. Stück vom 20. März 1315, S. 441.]
In einem Schreiben an den Herrn Professor Gauss vom 7. März
theilte Herr Dr. Olbeks die Nachricht mit, dass er am 6. März im
Perseus einen neuen Kometen entdeckt habe. Den 6. März 10'' 55'
mittlere Zeit war seine gerade Aufsteigung =49° 7', nördliche Abwei-
chung = 32° 7'. Den 7. März 7'' 40' die gerade Aufsteigung ■■= 49° 22',
nördliche Abweichung = 32° 32'. Es lässt sich hiernach erwarten, dass
dieser Komet noch ziemlich lange sichtbar bleiben werde. Uebrigens ist er
sehr klein, hat einen schlecht begrenzten Kern, und einen sehr blassen,
durchsichtigen Nebel, und ist dem zweiten Kometen von 1811, wie
dieser im Februar 1812 erschien, an Licht und Form ähnlich.
Gleich nach Eingang dieses Briefes am 13. März wurde dieser neue
Komet auf der hiesigen Sternwarte aufgesucht. Nur auf Avenige Minuten
klärte sich der Himmel soweit auf, dass der Komet zwischen 159 und
344 Kometen.
164 im Petseus (nach Bode's Katalogl bemerkt werden konnte. Allein
zu schnell folgten schon wieder Regenwolken, so dass auch nicht ein-
mal eine Schätzung möglich war.
62. lieber den Kometen von 1815.
Unterm 5. August 1815 eingesandt.
(Astronomisches Jahtbnch für 1818. S. älS— 22!).]
Ich kann Ihnen jetzt, mein hochverehrter Freund, eine vollständige
Rechenschaft von meinen Beobachtungen des diesjähi'igen Kometen geben.
Sie werden wissen, dass dieser Komet zu den merkwürdigsten gehört.
die wir bisher kennen. Nicht wegen seiner Grösse oder Gestalt, son-
dern wegen seiner so kurzen Umlaufszeit. Noch sind die Rechnungen
darüber nicht geendigt; aber wir wissen doch schon, dass diese Um-
laufszeit von 73 Jahren nicht viel verschieden sein kann, und also höihst
wahrscheinlich noch ein paar Jahre kürzer ist, als die Uralaufszeit
des berühmten HALLEY'schen Kometen. Diese eigenthüinliche Merk-
würdigkeit unseres Kometen macht es nothwendig, meine Beobachtungen
etwas umständlicher anzugeben, als ich es sonst bei Kometen zu thun
gewohnt bin, um so mehr, da, so viel ich bis jetzt weiss, ihn die ersten
14 Tage ausser mir Niemand beobachtet hat. Es wird den jetzigen,
und vielleicht auch den künftigen Astronomen angenehm sein, die Ori-
ginalbeobachtungen, worauf jede Ortsbestimmung beruht, zu kennen, um
den Grad des Zutrauens beurtheilen zu können, den jede verdient. Ich
möchte wünsclien, dass alle Astronomen, die diesen Kometen beobachtet
haben, ihre Beobachtungen auf ähnliche Art bekannt machten.
Meine Beobachtungen sind sämmtlich ohne Ausnahme am Kreis-
mikrometer angestellt worden. Ich gebe zuerst die von mir aus den Be-
obaclitungen berechnete scheinbare gerade Aufsteigung und Abweichung
des Kometen an, und dann die Unterschiede der geraden Aufsteigung
und Abweichung des Kometen von dem verglichenen Stern, so wie ich
sie unmittelbar aus meinen Beobachtungen fand. Für die i\*ektascension
bedeutet — , dass der Komet dem Stern vorging, -f-, dass er ihm folgte;
für die Deklination ~, dass der Komet südlicher, -\-, dass er nördlicher
war, als der verglichene Stern. Die Unterschiede der Rektasceusion
sind in Zeit, und zwar in Zeit meiner Uhr angegeben, die während der
Dauer der Beobachtungen täglich zwischen ß" und 0" langsamer ging,
als mittlere Sonnenzeit. Bei der Reduktion der Beobachtungen ist es
62. Ueber den Kometen von 1815.
345
hinreichend genau, wenn man für jede Zeitsekunde 15 Bogensekunden
rechnet, und dann für jede 6 Bogenniinuten noch eine Bogensekunde addirt.
Der Komet war an sich bis auf die allerletzte Zeit seines zwar
verwaschenen, aber doch deutlichen Kerns wegen gut zu beobachten;
nur die ungewöhnlich schlechte Witterung während eines grossen Theiles
der Zeit seiner Sichtbarkeit, und der Mangel gut bestimmter Sterne in
der Gegend, welche er dnrchwandelte, waren oft hinderlich. Wenn es
irgend möglich war, habe ich PiAzzi'sche Sterne zur Vergleichung ge-
wählt; einige Sterne habe ich nirgends gefunden, als in dem schätz-
baren Verzeichniss, das Herr Bode seiner Uranographie beigefügt hat.
Achtzehn Sterne aus der Histoire Celeste von La Lande, oder den
Pariser il/ewöires von 1790 habe ich brauchen müssen, diese aber immer
durch PiAzzi'sche Sterne reducirt. Um diese 18 Sterne leichter wieder
auffinden zu können, lasse ich den Beobachtungen des Kometen eine
Nach Weisung derselben folgen:
1815
Mittlere Zeit
ZQ Bremen
ScLeintare Scheiubare
gerade Auf- nördliche
steifpang j Abweichung
Unterschied
der geraden
Aufsteigung
in Zeit
Unterschied
der
Abweichung
Verglichene Sterne und
Bemerkungen
Irz 6. 10i>56'54"
7.1 7h40' 5"
9.
10.
11.
16.
lOilT'öl"
71" 44' 45"
71157' 3"
8157' .30"
49" 6' 33"
49" 21 '22"
32» 7' 7"
32''31'5-V'
49" 59' 14" 33» 36' 4"
50» 16' 1" 34» 3' 6"
50» 36' 12"
52» 25' 33"
34» 33' 6"
87» 4' 53,5"
— 0'12,3"
-f 0'41,5"
+ 0' 8,5"
+ 1'16,5"
-f 1-12,2"
4- 0'36,4"
— 2' 22,9"
— .37' 32"
— 7' 42"
— 43' 0"
-13' 1"
+ 6' 27,4"
Eist, cel, p. 312. 8 Vergl.
P. mi' n. 62. Einzelne nicht
sehr zuverlässige Verg'l.
Eist, cel., p. 134. Einz. Vgl.
Der gestrige Stern für A. R.,
der folg. f. Deklin. 1 Vgl.
Eist, cel, p. 134. 3 Vergl.
P. Illh n. 104. 3 Vergl.
.rzl8.
19.
20.
21.
29.
29.
30.
10iil2'30"
81' 26' 10"
81" 28' 5.3"
9h 8' 20"
9h 17' 37"
10h47'42"
8h 44' 56"
53» 14' 37"
.53» 88' 29"
54» 4' .39"
.54» 82' 10"
58» 36'. 5.3"
58» 39' 22"
59» 11' 48"
38» 6' 46"
38» 35' 34"
39» 86' 9"
43" 41'. 32"
44» 9'
9' 27"!
— 0'28,.5"
+ 1' 6,5"
— 9' 7"
— 7'17i"
-f 3' 21,5"
— .5' 21"
— 4' 20,5"
— 5' 52,5"
+ 1'38"
-I- 30' 26"
+ 8' 18"
+ 1'26,0"
— 6' 33,0"!
— 3' 1,8"/
172 Perseus Bode. 2 Vergl.
Derselbe Stern. 2 Vergl.
£ Perseus. Einz.Vgl. mittelm.
£ Perseus. Einzelne Vergl.
Eist, ca., p. 142. 3 Vergl.
Eist, cel, p. 142. 2 Vergl.
2 Vergl.
.2 Vergl.
Eist, cel., p. 142. i}
-ril 1.' 9h 28' 3"
2. 7h 53' .33"
10h 3' 45"
8h43'48"
9h21'42"
9h 22' 56"
9h 4' .50"
G0"24'57"
60» 59' 12":
63»48'41":
64"28'41"
64" .30' 8"
6.5» 14' 45"
6.5» 59' 59":
4.D»10'31"
45" 38' 20":
47»41'23"
48" 7' 50":
48» 39' 38"
49» 9' 39":
— 2' 21,6"
-f 1' 6,7"
— 7' 23,2"
+ 16' .32"
— 9'32,.5"
— 16' 13,4"
— 34' 16"
— 1' 1,.3"
+ 42' 40,2"
-j-ll' 8"
-L 43' 29,6"
1
+ 8-14,0"
■ 34' 27"
Eist, cel, p. 315. 3 Vergl.
Eist, cel, p. 313. Einzelne
Vergl. bei starkem Sturm.
Eist. cel. p. 31-5. 2 Vergl.
/( Perseus. Einzelne Vergl.
233 Perseus Bode. 4 Vergl.
P. IVh n. 184 i.A.R.SYgl
233 Pers. Bode für Dekl.
2 Vergleichnngen.
226 Perseus Bode. 3 Vergl.,
heftiger Sturm.
:^Hi
Kometen.
1815
■ Mittlere Zeit
zu Bremen
Scheinbare
gerade Auf-
steigung
Scheinbare
nördliche
Abweichung
Unterschied
der geraden
Au t Steigung
iu Zeit
Unterächied
der
Abweichung
Verglichene Sterne und
Bemerkungen
Apr. 10.
. 11-
„ 13.
r 14.
„ 15.
„ 17.
. 24.
. 24.
„ 25.
„ 27.
n 30.
gh 7' 18" 6()»47'54"
gii 2' 6"
11h 9' 56"
8i'53'15"
10t37'47"
9i'49'31"j
10i'32'63"
lOhöl'44"
9^33' m"
lOh 1'46"
1211 11' 26"
67037' 6"
69» 24' 54"
70» 13' 21"
71» 12' 2"
730 6' 21"
80» 52' 37"
80» 53' 40"
82» 4' 26"
84» 40' 51"
88» 59' 36":
49» 38' 38"
50» 7' 1"
51» 8' 3'
I
51» 34' 27"
52» 4' 17"
.52» 59' 45"
56» 4' 28"
56» 28' 21"
57» 1.5' 1.5":
580 23' 9":
- 2'
-f 1'
-14'
- 4'
-11'
+ 3'
- 7'
- 7'
+ 0'
+ 0'
+ 3'
+ 2'
10,9"
30?"
6"
17"
21,3"
26J"
22,2"
7,4"
56,2"
56,2"
20"
+ 1'43,4"
-i-80' 7"
— 39' 7,3"
+ 13' 44"
— 28' 55,6"
+ 0'52,9"
+ 3' 0"
+ 0' 6"
+ 24' 49"
— 33' 35"
235 Perne.us Booe. 6 Vergl.
235 Perseiis Bode. 4 Vergl.
P d.Aurigae Uy^^^y^
Eist, cel, ß. 43.1 *
P. 9. Aurigae. 2 Ver^l.
k Kamdop. Bode. 3 Vergl,
P. IVi" 11. 315. 3 Vergleich.
P. 24. Kamelop. 5 Vergl.
P. 22. Kamelop. 4 Vergl.
P. 24. Kamelop. 7 Vergl.
P. 26. Kamelop. 5 Vergl
P. Kamelop. Einz. V. 1
Mai 1.
. 2.
„ 5.
„ 11.
. 12.
„ 13.
„ 14.
. 15-
„ 16.
„ 26.
„ 27.
9t'23'24"j 90»17'53"
10l>58'23" 91» 54' 16"
lli>13'.37" y6"41'55"
llhl8'46". 107"16'50".■
10l'31' 9"
101>51'20"
10l'46'20"
10l'57'58"
llh 4' 30"
IIb 4' -j"
IIb 14' 15"
109» .5'51":
111» 1'41"
112» 57' 11":
114» 55' 29"
116" 53' 57"
136» 46' 9"
138» 43' 59":
Mai 28.
r 28.
„ 29.
„ 30.
Juni 1.
. 1.
n 5.
„ 9.
11h 4' 33"
Illh30'42"
lüi'.i8'59"
llh 6' 1.5"
!llh:M' 7"
,llh.^,4'17
llhöl' 2"
11h 38' 48"
27. 10h 48' 5.5"
n 29.
„ 30.
.Jnli 3.
11h 5' .33"
11h 2.3' 59"
llh28'58"
140" 35' 57"
140» 38' 18"
142» 27'. 52"
144» 18' 18"
147» 56' 28"
147» .58' 5"
1.54»4.S'20,.5"
160" 52' 1"
181» .57' 19"
183» 47' 4"
184» 40' 40"
187» 11' 9"
13. Ilhl0'31" 194»33'16"
58» 41 '30"
59» 2' 3"
59» 53' 45":
61» 8' 15"
61» 22' 17"
61» 27' 16"
+ 1'33"
+ 4' 20,8"
-1- 0'46"
-i-16' 4,8"
— 4' 50,2"
— 7'43-J"
— 14' 20,5"
61» 30' 12" — 6' 28 V"
61» 31' 45" + 1'24,3"
60» 12' 17" 1+ 0'51,3"
59» 55' 42" 1—22' 45"
59» 16' 44"
.58" 5.3' 51"
56» 10' 5":
53» 56' 39"
41» 35' 47"
40« 6' 36"
39»21'20"|
37« 7' 50"
29» 5.3' 6"
- 3' 1,8"
-15' 9"
+ 4' 24,6"
— 6' 59,5"
+ 7'30J"
+ 4' 49"
— 33' 47"
— 1'46"
+ 3' 34"
+ 4' 4"
+ 32' 40"
— 2' 2.4"
-f 0'53,0"
+ 2' 26,0"
— 21' 3,0"
+ 1'18,5"
— 5' 57,0"
-f.36' .5,1"
+ 0'58,8" +23' 49,6"
-f 2' 10,12" +27' 20,5"
+ 0'59" - 5' 51,3"
- l'34r + 3' 36,6"
+ 2' 56,5"
-I- 2' 25,25"
— 1'30,3"
+ 0' 52,58"
+ 0'40,6"l
- l'22,5"j
+ 9' 18"
8'25"
P. Vi> n. 343. 2 Vergl.
P. 2 Lijncin. 4 Xersil.
Mem.l?i>0,p..iSO.Einz.\
P. 17 Lyncü. 5 Vergl. ui ,
gut übereiiistimiiieud.
Mem. lT90,p. .i'SO. Eiuz.Vgl
Mem. 1790, p. 380. 2 Vergl,
P. VIII' n. 2:.l. 3 Vgl. nicht
gut stiininend. Dekl.giit
P. Vm n. 251. 4 gute Vgl
Idein 4 gute Vergleich.
P. 20. Ursae maj. 4 Vergl
P. V Ursae maj. Einz.Veri
Mem. 1790, p. 380. 3Ver-
V Ursae majnris.
Mem. 1T90, p. :i80. 4 Vergl
P. IX'' n. 201. 2 Vergl. !
Idem 2 Verglcichuiigeu.
118 Ursae maj. Boi>k. Ein.
Vergleichung.
Mem. 1790, p. 377. 5 gutii
Verglcicbuiigen.
FürAÄ. P. .\hn. 170. Fn
Dekl.P.Xh 11.171. 4V-
P. 2. Can. Venat. 2 Vei :
für A. B. Eine für D.k
P. 6. Can. Venat. i» Ver:;
Hist. ca., p. öS. Mit Jcili 1
Steru 4 Verglci<'huu!,"
No. 44. Can. Venat. Boi
3 Vergl. für A. li. 2 n
Deklinatiuii.
P. Xlli' n. 2(W (174 Com<
Ber. Bonn) 7 Vergl.
62. Ueber den Kometen vou 1815.
347
Nachweisung der verglichenen Sterne aus der Histoire Celeste.
Beobachtete ^
in Zeit
Zen. Dist.
März 6.
Si
i.y
13,6"
16"
43' 4"
„ 9.
3h
18'
40,5"
15«
10' 4"
„ 10.1
„ 11./
3t
20'
12"
14"
S' 6"
n 29.
3i>
49'
51"
5»
25' 23"
„ 29.
311
58'
44"
5»
12' 45"
„ 30.
3ii
59'
52,-5"
40
36' 54"
„ 30.
411
1'
24,5"
40
40' 30"
AprU 1.
4.
1'
46"
3»
7' 4"
9
n —
4h
1'
13,.5"
3»
12' 30"
, 6.
4h
21'
10,5"
88»
2' 50"
„ 13.
4h
40'
32,5"
87»
5' 10"
Mai 5.
ei-
23'
59,2"
70»
59' 27"
„ 12.
7h
19'
58,4"
11»
6' 40"
„ 13.
7t
29'
50,7"
11»
.54' 43"
„ 28.|
„ 29./
911
23'
43,5"
10»
36' 5"
Juni 5.
10h
16'
47"
7»
0' 45"
„ 30.
12h
14'
8,3"
9»
22' 20"
„ 30.
IGh
14'
39,5"
9«
20' 28"
Bei den Beobachtungen im April bemerkte ich, dass der auf unseren
Himmelskarten mit e bezeichnete Stern des Fuhrmanns am Himmel
fehlt. Es ist dies No. 13 Kamelopardi, für den Flamsteed aus Versehen
die Deklination um 10° zu klein gemacht hat. Piazzi hat in beiden
Katalogen die Deklination richtig. Die gerade Aufsteigung der Sterne
No. 226 und No. 235 Bode im Persans habe ich selbst durch Verglei-
chung mit b Perseus bestimmt; es wäre indess zu wünschen, dass die
Position beider Sterne, die etwas fehlerhaft scheint, durch genaue
Meridianbeobachtungen berichtigt werden möchte. Den Stern t Kamelo-
pardi habe ich aus der Histoire Celeste von Neuem reducirt: die Herrn
Bode für seine üranographie mitgetheilte Position des Sterns scheint
nicht ganz richtig zu sein. Die Deklination des Kometen am 5. Junius
habe ich als sehr zweifelhaft angegeben: nicht wegen der Beobachtung
selbst, mit der ich zufrieden zu sein Ursache hatte, sondern weil Herr
VON LiNDENAu an demselben Tage die Deklination über 4' von mir
verschieden fand, und also -vielleicht in der Zeuith-Distanz des ver-
glichenen Sterns aus der Histoire Celeste ein Fehler sein kann. Vom
9. bis 27. Junius unterbrach eine heftige Krankheit meine Beobachtungen.
Zwischen dem 3. und 13. Julius war es der Witterung wegen kein einziges
Mal möglich, den Kometen zu beobachten. Nach dem 13. musste ich
einer mir nothwendigen Badereise wegen meine weiteren Beobachtungen
348 Kometen.
aufgeben. Zwar erschien der Komet am 13. Julius, an welchem Tage
ich doch eine gute Ortsbestimmung erhalten zu haben hoffte, ungemein
schwach im Fernrohre; aber es war auch etwas dunstige Luft und
Mondschein, wozu die noch fortdauernde, nächtliche Dämmerung kam,
und ich vermuthe. dass man nach dem Mondschein bei völlig heiterem
Himmel, und wenn die Dämmerung nicht mehr hinderlich war, bis
Ende Julius oder gar Anfang August noch einige gute Beobachtungen
des Kometen wird haben erhalten können. Das Kreisniikrometer ist
für solche schwach leuchtende Himmelskörper ein vortrefi'liches Instru-
ment, und kann auch dann noch gebraucht werden, wenn alle anderen
Werkzeuge ihre Dienste versagen.
Gerade wie der Komet am hellsten und glänzendsten war, in der
letzten Hälfte des April und der ersten des Mai, fand ich seine ge-
naue Ortsbestimmung durchs Kreismikrometer am schwierigsten. Die
Eintritte des Kometen waren sehr gut zu beobachten, weil der voran-
gehende Rand des verwaschenen Kerns ziemlich begrenzt war; allein
bei den Austritten blieb ich oft eine, auch wohl zwei Sekunden zweifel-
haft. Denn es folgte dem Kern ein sehr heller Nebel, der nachher in
den kurzen blassen Schweif auslief. Dies macht, dass so viele Beobach-
tungen um diese Zeit als etwas zweifelhaft bemerkt sind, und könnte
überhaupt die während dieser Zeit beobachteten Kektascensionen im
Durchschnitt etwas zu gross machen. Den unbegrenzten Kern schätzte
ich im Anfange des Mai etwa 8" im Durchmesser, bescheide mich
aber gern, dass dergleichen Schätzungen sehr trüglich sind. Der ihn
umgebende Nebel war sehr leicht und durchsichtig, ebenso der Schweif,
den ich nicht über 25' bis 30' lang und durchaus sehr blass fand. Nach
Hehschel könnte auch ein Komet, der so oft zu seiner Sonnenniilie
zurückkehrt, jetzt nicht mehr viele, von der Sonne noch zum Schweif
zu verflüchtigende Materie enthalten; nur will der HALLEv'sche Komet
sich dieser Hypothese nicht anpassen, der noch oft, z. B. 1082, einen
sehr glänzenden Schweif zeigte.
Die Elemente der Bahn dieses Kometen, die ich Ihnen im Anfange
des April schickte, weichen noch beträchtlich von der \\'alirheit ab;
indessen haben sie hingereicht, den Lauf und die Erscheinungen des
Kometen im Ganzen vorher zu übersehen, welches der einzige Zweck
derselben war. Eine Parabel konnte überhaupt für diesen Kometen
nichts Genaues geben, da seine Bahn so sehr davon abweicht; indessen
würden meine Angaben sich den wahren Elementen noch ungleich mehr
genähert haben, wenn nicht ein kleiner Reclinungsfehler den Ort und
Abstand der Sonnennähe und die Neigung der Bahn etwas entstellt
hätte. Die genaue Bestimmung der elliptischen Bahn ist bei Gauss,
Bessel und Nicolai in so guten, oder vielmehr in so viel besseren Händen,
I
62. Ueber den Kometen von 1815. 349
(lass es eine sehr unnüthige und tiberflüssige Arbeit sein würde, wenn
ich mich auch damit bemühen wollte.
Die kurze Umlaufszeit macht, wie ich schon gesagt habe, diesen
Kometen so äusserst merkwürdig. Den paradoxen Kometen von 1770
ausgenommen, der aber wenigstens jetzt nicht mehr in der Bahn einher
geht, die damals den Astronomen so auffallend war, ist die Bahn unseres
Kometen unter allen bisher bekannten den Planetenbahnen am ähn-
lichsten. Im Aphelio ist er noch nicht 34 Halbmesser der Erdbahn
von der Sonne entfernt, der HALLET'sche Komet gegen 36. Bei dem
HALiEx'schen Kometen ist die kleine Axe nur 0,252, bei unserem 0,366
der grossen Axe. Der mittlere Abstand beider Kometen von der Sonne
ist kleiner, als der mittlere Abstand des Uranm; und dadurch schliessen
sie sich gewissermaassen näher als die übrigen Kometen an unser
Planetensystem an. Unser Komet kömmt eben wie der HALLEv'sche
keinem der grösseren Planeten je so nahe, dass sie eine grosse Ver-
änderung seiner Elemente weder ehemals bewirkt haben, noch künftig
bewii'ken könnten. In Ansehung der kleineren Planeten konnte die
Bahn des Kometen von 1S15 vor mehreren tausend Jahren der Mars-
hahn vielleicht sehr nahe kommen, von der sie jetzt ziemlich weit ab-
steht; allein die kleine Masse des Mars lässt von diesem keine grosse
Einwirkung annehmen. Im Ganzen genommen werden also die Dimen-
sionen der Bahnen beider Kometen sich nie sehr verändern. Sehr
mannigfaltigen und beträchtlichen Perturbationen wird auch unser Komet
unterworfen sein; aber überhaupt werden diese Perturbationen doch ge-
ringer sein, als bei dem HALLEv'schen Kometen. — Bemerkenswerth ist es
noch, dass der HALLEv'sche Komet rückläufig, der jetzige rechtläufig ist.
Nicht immer wird künftig unser Komet so unbeträchtlich erscheinen,
wie wir ihn dies Jahr gesehen haben, wenn er gleich an sich ungleich
kleiner ist, als der HALLET'sche Komet. Erreicht er sein Perihelium
in dem ersten Drittel des Februar, so kann er sich in der letzten
Hälfte des Januar im Drachen mit vorzüglichem Glänze zeigen. Seine
Lichtstärke kann dann über vier Mal grösser sein, als sie dies Jahr
gegen das Ende des April war, wo man doch in Petersburg, Dor-
pat u. s. w. den Kometen mit blossem Auge gesehen haben will. Ich
habe deswegen mit der Umlaufszeit von 73 bis 77 Jahren in unseren
Konietenverzeichnissen rückwärts nachgesucht, aber unter allen auf-
gezeichneten Kometen keinen finden können, den ich für identisch mit
diesem hätte halten können. — Fällt hingegen die Zeit der Sonnen-
nähe unseres Kometen tief in den Sommer, so dürfte es überhaupt
schwer sein, ihn von der Erde ans zu sehen.
Auch scheint mir dieser Komet zur Kenntniss der Natur dieser
sonderbaren Himmelskörper beitragen und zu einigen Folgerungen über
350 Kometen.
die Ausdehnung unseres Planetensystems Anlass greben zu können. Was
das Erste betrifft, so wird dadurch des berühmten Hekschel's Meinung-,
die auch der grosse La Place in Schutz genommen hat, dass nämlich
die Kometen mehr oder weniger kondensirte Theile des im Weltraum
hin und wieder in so ungeheuere Strecken ausgedehnten leuchtenden
Stofts sind, die zufällig durch Anziehung benachbarter Sonnen eine Be-
wegung und Richtung gegen unser Sonnensystem erhalten haben, ver-
möge deren sie von der Parabel in den mehrsten Fällen nur sehr wenig
abweichende Kegelschnitte um unsere Sonne beschreiben müssen, wenig-
stens zum Theil widerlegt. Wenn es auch, was mir doch noch immer
nicht wahrscheinlich ist, einige Kometen dieses Urspvungs giebt, so
giebt es doch auch andere, die ursprünglich zu unserem Sonnensystem
gehören. Dies beweisen der HALLEv'sche und der jetzige Komet zu
augenscheinlich; denn man wird gerade bei der Lage beider Bahnen
unmöglich erklären kiinnen, wie eine der Parabel sehr nahe konnuende,
oder gar hyperbolische Bahn eines aus unendlicher Ferne zur Sonne
herabkonimenden Weltkörpers in eine verhält nissmässig so wenig ex-
centrische Ellipse habe verwandelt werden können.
Eine zweite Folgerung, die man meiner Meinung nach aus den
Bahnen dieser beiden Kometen ziehen kann, ist die, dass es sehr wahr-
sclieinlich jenseits des Uranus keinen Flaneten mehr giebt. Was man
auch gegen die bekannte Progression, die freilich keine mathematische
Schärfe hat, worin die mittleren Abstände der Planeten von der Sonne
zunehmen, sagen mag, und wenn es auch bis jetzt unmöglich ist, irgend
einen Grund oder Ursache dieser Progression anzugeben, so ist sie doch
durch die vollständigste Induktion bei allen bisher bekannten Planeten
erwiesen, und wir dürfen mit Recht bei den oberen Planeten annehmen,
dass der mittlere Abstand des nächstfolgenden Planeten beinahe doppelt
so gross sei, als der des vorhergehenden. Sollte also jenseits des Uranus
ein Planet vorhanden sein, so würde sein mittlerer Abstand von der
Sonne nahe 38 Halbmesser der Erdbahn betragen, folglich diese Pla-
netenbahn noch jenseits der Aphelien unserer beiden Kometenbaliuen
liegen. Nun muss, wie unter anderen La Place so einlcuclitcnd zeigt,
bei Bildung unseres Planetensystems nothwendig eine Ursache vorhanden
gewesen sein, die die allgemeine Richtung der Bewegung der J'laneten
von Westen nach Osteu, das nahe Zusammenfallen der Ebenen dieser
Bahnen mit der Ebene der Eklijjtik oder des Sonnen-Aequators und
die fast kreisförmige Figur dieser Bahnen bewirkte. Diese Ursache
mag nun, wie La Place glaubt, in einer damals bis jenseits der letzten
Planetenbahnen ausgedehnten Sonnenatmosphäre oder irgend einem
anderen agens bestanden haben, so konnten innerhalb ihrer Wirkungs-
sphäre keine Bahnen fortdauern oder gar entstehen, die so excentrisch
C3. Komet am 1. November 1817 entdeckt und beobachtet. 351
sind, wie unsere beiden Kometenbahnen, wovon die eine fast 44" gegen
die Ebene der Erdbahn geneigt ist, und die andere gar mit rück-
läufiger Bewegung beschrieben wird. Unsere beiden Kometen befanden
sich also damals ausserhalb der Wirkungssphäre jener, die Planeten
bildenden und ihre Bahnen bestimmenden Ursache, und sie kann sich
also nicht bis zu der Weite von der Sonne erstreckt haben, worin wir
einen jenseits des TJrayins revolvirenden Planeten vermuthen müssen.
63. Komet am l. November 1817 entdeckt imd beobaclitet.
Unterm 3. April 1818 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1821, S. 143—114.]
Am Abend des 1. November, dem ersten heiteren Abend nach dem
Vollmond, gegen 6|- Uhr fand ich mit dem FEAUEXHOFEE'schen Kometen-
sucher einen kleinen Kometen auf der westlichen Schulter des Ophiuchus
zwischen dem Stern x und No. 104 Bode. Er glich einem kleinen runden,
in der Mitte merklich helleren Nebelfleck, war von ziemlich lebhaftem
Licht, aber ohne bestimmten Kern, und ganz ohne Schweif Im Döl-
lond stand er zmschen drei kleinen Sternen, die ein fast gleich-
schenkliges Dreieck bilden, und deren scheinbare Position ich beiläufig
so bestimmte:
*l a. 11. Grösse .«=253" 2' 51" Nördl. Deklin. = 9« 13' 37"
c* h. 11. „ „ =253° 3' 28" „ „ =9020' 82"
*a c. 10. ,, „ =253" 9' 28" „ „ =9" 18' 54"
Im Anfange der Beobachtungen stand der Komet fast noch in der
Linie a b, am Ende war er schon über die Linie a c beträchtlich hinaus-
gerückt, so dass seine Bewegung sehr augenfällig war.
Ich verglich den Kometen vier Mal mit x und drei Mal mit No. 104
Bode. Aus den Beobachtungen ergab sich, dass der Komet um 7 '' 5' 4"
mittlere Zeit auf x 3' 23,2" in Zeit folgte, und 23' 38" südlicher war:
um 7I' 28' 20" aber dem Stern No. 104 vorging 0' 39,83" und 29' 17"
nördlicher war. Hieraus folgt:
1817. Mitt!. Bremer Zeit Sclieinb. ^fv Dekliu.
Nov. 1. 7" 5' 4" 2.53° 6' 15" 9° 16' 6" N.
,, 1. 7" 28' 20" 253" 8' 5" 9" 12' 46" „
352 Kometen.
Das Mittel aus beiden Beobachtungen giebt für
Scheiub. ^R Dekliu.
Nov. 1. T*" 1(5' 42" 253" 7' 10" G«* 14' 26" N.
Dies Iilittel beider Bestimmungen halte ich für sehr genau, da der
von der Gestalt des Kometen u. s. w. etwa herrührende Fehler in den
Yergleichungen mit x und No. 104 im entgegengesetzten Sinne Statt
finden, und also wahrscheinlich sich ganz aufheben musste.
Am 2. November war der Himmel am Abend ziemlich heiter, nur
die westlichen Gegenden und namentlich das Gestirn des Ophmclms
blieben immer mit ^VoIken umzogen. Oft blickte y. und No. 104 deut-
lich durcli, aber die kleineren Sterne blieben völlig unsichtbar. Vom
Kometen war durchaus nichts zu sehen.
Nun war es bis zum 5. November trübe, aber am 5., 0. und 7. No-
vember sehr heiter. Ich suchte den Kometen mit aller Anstrengung
jeden Abend ein paar Stunden hindurch, aber es war ganz unmöglich,
irgend eine Spur von ilim zu entdecken. Höchst wahrscheinlich ist
dieser Komet mit beschleunigter Bewegung nacli Süden gegangen, und
war so auch schon am 5. November in den Dünsten des Horizonts ein-
getaucht. Auch mochte er, wenn seine wahre Bewegung rückläufig
war, sich schon beträchtlich weiter von der Erde entfernt, und dadurch
an Grösse und Lichtstärke in den vier Tagen sehr abgenommen haben.
Kui-z, ich habe den Kometen seit dem 1. November nicht wieder gesehen;
auch ist mir nicht bekannt, dass er seit diesem Tage von irgend einem
o*-
Astrouomen gesehen und beobachtet worden ist.
64. Aus einem Schreiben an den Direktor der Sternwarte
Seeberg, den Kometen von 1818 betreifend.
[Zeitschrift nir Astronomie, V., Januar-Februar 181S. S. IS'J— l.'i4.J
Bremen, 1. April 1818.
Ich danke Ihnen auf das Herzlichste für die schleunige Mitthei-
lung der Nachricht von dem neuen, am 23. Februar von Pons entdeckten
Kometen, der aber bei uns schwerlich aufzufinden sein wird, beeile mich
aber, Ihren Brief zu beantworten, da ich sehe, dass Sie den anderen
Kometen noch nicht aufgefunden haben. Ich beobachte diesen seit
dem 3. März, wo ich iiin in der ersten heiteren Nacht nach dem Mond-
schein sogleich fand. Die ganz unerhört anhaltend trübe Witterung
hat mir nur folgende Beobachtung erlaubt:
Mittl.
Bremer Zeit
[ärz 3.
14" 35' 11"
„ 9.
14" 28' 56"
„ 13.
14" 14' 42"
, 28.
14" 11' 2(3"
65. Beobachtungen des Kometen von 1818. 353
-A' Dekl. bor.
302" 35' 30" 24« 38' 10"
3020 26' 56" 22° 51' 36"
302» 16' 12" 21" 38' 25"
300" 46' 27" 16" 37' 40"
Auch heute morgen habe ich den Kometen bei dem heitersten Wetter
neun Mal mit PiAzzi'schen Sternen verglichen, die Beobachtungen sind
aber noch nicht reducirt. Der Komet ivar sehr schwer zu beobachten, da
er nur einen blassen unbegrenzten Nebel vorstellt, so dass man die
Ein- und Austritte oft mehr schätzen musste, als mit Gewissheit
erkennen konnte. Jetzt ist er etwas augenfälliger, aber doch noch
immer, weil man keinen Kern unterscheidet, ist die genaue Bestimmung
der Ein- und Austritte schwierig. Ich kann deswegen von meinen Be-
obachtungen keine grosse Genauigkeit rühmen.
Folgende vorläufige Elemente habe ich aus meinen Beobachtungen
unter Zuziehung der Marseiller vom 18. Januar berechnet:
Zeit der Sonnennähe 1818 Febr. 27. 10" 13' mittl. Bremer Zeit.
Länge des ft = 8M0" 7'
Neigung der Bahn . . . = 89" 42'
Abstand des Perihel vom ft = 66" 10'
Kleinste Distanz . . . . = 1,197 25.
Bewegung rechtläufig.
Der Komet hat das Eigene, dass man noch nicht gewiss sagen
kann, ob seine heliocentrische Bewegung direkt oder rückgängig sei.
Eine kleine Aenderung macht die Neigung stumpf
Was sagen Sie dazu, dass Bukckhaedt unter Flamsteed's Be-
obachtungen ausser der von Bode zuerst bemerkten Beobachtung des
Uranus noch fünf andere Beobachtungen dieses Planeten entdeckt hat?
65. Beobaclitungeii des Kometen von 1818.
Aus Briefen.
[Astronomischos Jahrbuch für 1821, S. 145—148.)
Vom 3. April 1818.
Den von Pons am 26. December 1817 im Schwan entdeckten Ko-
meten habe ich der äusserst schlechten Witterung wegen erst am
4. März Morgens aufgefunden, und bisher erst sechs Mal beobachten
können. Hier meine Beobachtungen:
Olbers I 23
354 Kometen.
Scheinbare Scheinbare
1818. Mittl. Bremer Zeit. gerade Aufsteigung;. Abweichung.
März 3. 14» 35' 11" 302° 35' 30" 24" 38' 10" Nördl.
.. 9. U^ 28' 56" 302« 26' 56" 22« 51' 36" „
„ 13. 14" 14' 42" 302° 16' 12" 21« 38' 25" ,.
„ 28. 14" 11' 26" 300« 46' 27" 16« 37' 40" ,.
„ 31. 13" 59' 6" 300« 16' 3" 15« 29' 58" ,.
April 1. 14" 2' 53" 300« 5' 14" 15« 5' 50" „
Per Komet ist wenigstens in den unbeträchtlichen Höhen, worin
ich ihn beobachtete, schwer zu sehen, und nocli schwerer zu beobachten.
Er gleicht einem blossen, in der Mitte helleren, unbegrenzten Nebel von
ganz unbestimmter Figur, und seine Ein- und Austritte in's Kreismikro-
meter mussten mehr geschätzt werden, als dass man sie genau seilen
konnte. Deswegen kann ich die Beobachtungen nicht für sehr genau
ausgeben, obgleich icii mir alle Mühe dabei gegeben habe.
Der Komet erreicht, meinen vorläufigen Elementen zu Folge, erst
am 16. Mai seinen niedersteigenden Knoten, und wird die Ekliptik
etwa, aus der Erde gesehen, im 1. Grade des Steinbocks durchschneiden.
Erde und Komet nähern sich einander, und deswegen wird der Komet
erst in den ersten Tagen des Mai seine grüsste Lichtstärke erreichen,
aber doch immer dem unbewalfneten Auge unsichtbar bleiben. Er steht
jetzt im östlichen Flügel des Adlers, läuft von dort zum Antinons und
Schützen und wird uns Nordländern in der zweiten Hälfte des Mai
seiner zu südliclien Deklination wegen im Gestirn des Scorpions un-
sichtbar werden.
Was sagen Sie dazu, dass BuRCKHAnnT noch fünf Beobachtungen
des Uranus unter Flamsteed's Beobaclitungen aufgefunden hat, und
sogar im Stande gewesen ist, die Opposition für 1715 daraus zu be-
stimmen?
Vom 2. .lunius 1818.
Hier meine ferneren Beobachtungen des kleinen Kometen:
1818. Mittl. Brem. Zeit yli' Deklination
April 3. 13" 46' 40" 299« 40' 33" 14« 16' 36" Bor.
,, 12. 14" 19' 37" 297« 11' 36" 10« 4' 41" „
,, 15. 14" 39' 9" 296« 5' 13" 8« 28' 56" „ Der Komet beim
Mondschein selir
scliwer zu sehen.
„ 27. 12" 35' 50" 289« 44' 52" 0« 12' lu" ., i Der Komet von
„ 27.14" 6' 35" 289« 41' 59" 0« 8' 12" „ ungemein schwa-
Mni 1.12" 55' 18" 286" 45' 19" 3« 18' 55" Austr. I clu-m Dicht.
65. Beobachtunifen des Kometen von 1818. 355
Sie sehen, dass ich den Kometen weder so oft, noch so lange habe
beobachten können, als ich erwartet hatte. Theils ist die immer trübe
Witterung daran schuld, theils aber auch die immer zunehmende Licht-
schwcäche des Kometen. Nach der Theorie hätte seine Lichtstärke bis
zum 10. Mai immer zunehmen sollen: allein er löste sich gleichsam
unter unseren Augen auf und wurde seit dem Ende des März von Tag
zu Tag blasser, unkenntlicher und schwächer. Vom 1. bis zum 12. Mai
blieb es trühe. Am 12. war es strichweise heiter, die Gegend, wo der
Komet stehen musste, bald bedeckt, bald hell, auch der fast halb er-
leuchtete Mond noch nicht untergegangen. Ich sah nahe der Stelle,
wo der Komet sich befand, oft die Sterne bis zur 13. und 14. Grösse
durch meinen grossen Dollond, aber von dem Kometen durchaus keine
Spur. Bei viel stärkerem Moudlichte hatte ich ihn doch am 15. April
noch sehen, ja einigermaassen beobachten können, und doch sollte die
Lichtstärke des Kometen nach seiner Lage gegen Sonne und Erde
am 12. Mai, wenn er uns durch eigenes Licht sichtbar war, um das
Doppelte, wenn er uns nur Sonnenlicht zurückwarf, um ein Drittel
grösser sein, als am 15. April. Es hat also keinen Zweifel, dass diese
anomalische Lichtschwäche des Kometen nicht blos optisch war, son-
dern in physischen Veränderungen desselben seinen Grund hatte. —
Ich bin sehr neugierig, zu erfahren, wie lange es anderen Astronomen
gelungen ist, den Kometen zu verfolgen.
In den Göttingischen Zeitungen kommt die Bahnbestimmung des
Herrn Hofrath Gauss aus meinen Beobachtungen bis zum 28. März vor.
Der Mühe, meine schon früher berechneten vorläufigen ersten Elemente
zu verbessern, hat mich Herr Professor Encke zu Seeherg überhoben,
der auf die Schätzungen von Pons, und auf die Seeherget- und meine
Beobachtungen bis zum 9, April folgende Elemente gegründet hat, die
schon sehr genau scheinen:
Zeit der Sonnennähe 1818 Febr. 25,997 76 mittl, Seeb. Zeit.
Länge der Sonnennähe =182" 46' l,8"|Vomsclieinb.Aequin.
Länge des A . . . . =70" 26' 45,3"J den 26. Febr.
Neigung der Bahn . . = 89« 43' 37,15"
Log. d. kl. Abst. . . = 0,078 4204
Die Bewegung rückläufig.
Ich begreife es vollkommen, wie sehr es Ihre astronomische Thätig-
keit erschweren muss, dass Sie nicht auf der Sternwarte wohnen. Ich
habe es sehr bequem, da ich unmittelbar aus meiner sogenannten Studir-
stube in die Observationszimmer trete, und also jeden heiteren Augen-
blick ohne Zeitverlust benutzen kann.
BuECKHAKDT hat von seinen aufgefundenen Uranusbeobachtungen
bei Flamsteed schon in der Conn. des tems für 1820 umständliche
23*
356 Kometeu.
Nachricht gegeben. „Cest en comparant. sagt er, quelques zones australes
de La Caille et le Catalogue de Mlle. Herschel « VHistoire Celeste de
La Lande, que j'ai trouve ces observations de la planete Uranus, quc je
7i'avais ni Vintention d'y chercher, ni l'esperance d'y rencontrer, d'apres
les recherches de Mr. Bode." Die Beobaclitungen sind nach altem Styl
folgende :
1712. 22. März statt q Leonis beob. 1715. 21. Febr. 12'' 27' 1"
1715. 22. Febr. „ 12'' 22'59" beob. 1715. 27. Febr. 12'' 1' 42"
18. April 8' 33" nach a Leonis, und l** 52' 50" südlicher.
Es ist besonders, dass man -von der Vesta gar keine ältere Be-
obachtung aufgefunden hat, die docli zuweilen Sternen der fünften
Grösse nicht viel an Licht nachgiebt, und sich nie sehr weit von dem
gewöhnlichen Thierkreise entfernt. — Auch thut es mir leid, dass noch
keine Bedeckung des Uranus oder eines der übrigen vier kleineu Pla-
neten vom Monde Statt gefunden hat, die man hätte beobachten können.
Ich bitte Sie sehr, doch auf diese etwa vorkommenden Bedeckungen
bei Berechnung Ihrer Ephemeriden aufmerksam zu sein und aufmerk-
sam zu machen. Wir würden wahrscheinlich dadurch etwas Sichei'es
über die scheinbaren Durchmesser dieser Planeten erfahren.
66. Eine merkwiirdiiie astroiiomische Eiitdockiiiiü; iiiul
Beobaclitüugeii des Koiiieteii vom Juli ISli).
Aus zwei Briefen.
[AstronomiBclies .Talirhuih für 1822, S. 175—180.]
Vom 10. Juni 1819.
Was sagen Sie zu der grossen Entdeckung des Professor Encke
in Seeberg, die Sie entweder durch ihn selbst, oder durch die Göttinger
gelehrten Aiizeigen werden erfahren haben. Es ist nunmehr nicht nui'
völlig erwiesen, dass die Kometen von 1805 und 1819 identisch sind,
sondern es ist auch schon ganz gewiss, dass dieser Komet zwischen 1805
und 1819 vier Umläufe vollendet hat. Sobald ich näuilich von Herrn
Professor Encke in seinem letzten Briefe die Resultate seiner mühsamen,
aber aucli mit so grosser Geschicklichkeit. Sorgfalt und Genie geführten
Rechnungen erliielt, wodurch die l'nilaufszeit dieses Kometen in etwa
1205 Tagen so wahrscheinlich wurde, sah ich gleich, dass auch der
Komet von 1 795 mit diesem identisch gewesen sein könne. Eine nähere
66. Eine astronom. Entdecknug: u. Beobachtungen des Kometen vom Juli 1819. 357
Untersuchung bestätigte diese Vermuthung: ich konnte mit den Ele-
menten, die ExcKE für die elliptische Bahn des Kometen von 1805 ge-
geben hat, bis auf geringe Unterschiede die Beobachtungen von 1795
darstellen, wenn ich die Zeit seiner damaligen Sonnennähe auf 1795
December 21,5 setzte. Ich schrieb dies gleich an Excke, der. wie mir
VON LixDENÄU meldet, sich durch eigene Rechnungen von der Richtigkeit
meiner Vermuthung überzeugt hat, und nun beschäftigt ist, nicht allein
aus den Beobachtungen von 1795 die wahrscheinlichste Ellipse zu be-
stimmen, sondern dann auch mit Anbringung der Juidtersstörungeu von
1805 bis 1795 zurückgehen wird, um zu sehen, in wie weit die auf
beide Arten gefundene Bahn für den Kometen von 1795 überein-
stimmen wird.
Ich habe sogar noch eine Erscheinung dieses Kometen aufgefunden.
Die beiden einzelnen Beobachtungen nämlich des Kometen von 1786,
den Mechain den 17. Januar entdeckte und Messier den 19. Januar
gleichfalls beobachtete, gehören auch dem Kometen des Professor Excke
an, und werden sehr genau dargestellt, wenn man sein damaliges Peri-
helium auf den 31. .Januar 1786 setzt.
So haben wir also nun ganz unerwartet einen kometenartigen Welt-
körper, der in etwa 1205 Tagen um die Sonne läuft, in seiner Sonnen-
nähe bis innerhalb der Bahn des Merkur, und in seiner Sonnenferne
bis zwischen die neuen Planeten und die .Jupiter.sbahn kömmt! — Oefterer
konnte dieser Komet zwischen 1786 und 1819 von den europäischen
Sternwarten nicht wohl gesehen werden; denn um von diesen sichtbar
zu sein, muss die Zeit seiner Sonnennälie zwischen den Oktober und
Februar fallen, und es könnte leicht sein, dass. obgleicli wir jetzt
seine Bahn hinreichend und genau werden kennen lernen, er doch uns
Euroiiäern bei seinen nächsten beiden Rückkünften zur Sonnennähe un-
sichtbar bleiben und erst 1828 wieder gesehen werden wird.
Die Identität der Kometen von 1805 und 1795 giebt unseren Be-
obachtungen des letzteren einige Wichtigkeit. Ich habe meine Original-
beobachtungen von 1795 wieder aufgesucht, und bin beschäftigt, sie
von Neuem zu reduciren. Sie sind aber leider nur schlecht. Könnten
Sie nicht auch die Ihrigen wieder auffinden? Eine derselben, die vom
13. November 1795, hatten Sie die Güte, mir 1810 zu schicken (Astro-
nomisches Jahrbuch für 1814, p. 170), und diese fand sich nach meiner
Reduktion seiir gut.
Vom 27. .Juli 1819.
Ich danke Ihnen recht sehr für die mir unterm 6. Julius mit-
getheilten Nachrichten von dem gegenwärtigen Kometen. Freilich war
er auch von mir schon seit dem 3. Julius gesehen (am 2. hatte man
358 Kometen.
ihn hier schon allgemein wahrgenommen); allein doch waren mir Ihre
Beobachtungen ungemein augenehm, da sie mich in den Stand setzten,
seine Bahn vorläufig zu bestimmen. Meine Einrichtung erlaul)t mir
von meinem gewöhnlichen Observationszimmer keine freie Aussicht nach
Norden, deswegen dauerte es ein paar Tage, ehe ich anderAvärts eine
Uhr und meinen Dollond aufstellen konnte. Die ersten beiden unter
den folgenden Beobachtungen sind der Witterung wegen weniger zu-
verlässig. Jede beruht nur auf einer einzigen, nicht sehr gelungenen
Yergleichung. Die übrigen Beobachtungen sind so gut, als icli sie mit
einem Kreismikrometer machen kann. Allerdings sehe ick wohl ein.
dass, so lange der Komet bei Meridianbeobachtungen die Erleuchtung
der Fäden verträgt, Kreismikrometer-Beobachtungen eigentlich nicht in
Betracht kommen.
Scheinb. ger. Aul'st. Stheiub. iiünll. Ab«.
105» 57' 1" 47M9'40"
107" 2' 26" 48" 17' 10"
108« 52' 40" 49" 36' 29"
111" 19' 48" 50" 59' 44"
112" 48' 55" 51" 19' 31"
113" 30' 50" .■,1"29'56"
115" 29' 28" 51" 49' 18"
11(1" 6' 47" 51" 51' 46"
118" 50' 80" 51" 53' 4"
119" 20' 39" 51" 51' 16"
119" 49' 22" 51" 49' 8"
Gleich nach meiner Beobaciitung vom !•. .Tulius bestimmte ich vor-
läufig aus Ilirer Beobachtung vom 2. und meinen beiden vom (i. und
O.Julius (Zwischenzeit nur 7 Tage) folgende Elemente:
Zeit der Sonnennähe 1819 Jan. 28,134 mittl. Berl. Zeit.')
Länge des ft =9'- 3" 43'
Neigung der Bahn . . . = 80" 27'
Länge d. Perili =9'- 19" 4'
Log. d. kl. Abst. . . . = 9,545 75
Bewegung rechtläufig.
Obgleich diese Elemente noch bedeutende Verbesserungen leiden
werden, so stellen sie doch noch die Beobachtungen bis auf wt-nige
Minuten dar, und reichen hin, sich von der Relation des Kometen gegen
die Erde und von seiner künftigen scheinb.ncn neweguiig einen i^e-
griff zu machen. Ich liabe daraus berechnet :
Mittl.
Breimr Zeit.
Juli 6.
10" 3' 9"
„ 7.
12" 16' 23"
„ 9-
12'' 20' 22"
„ 12.
10'' 57' 31"
„ 14.
loi' 43' 10"
„ 15.
1(»'' 36' 56"
„ 18.
10'' 56' 43"
„ 19.
10'' 57' 41"
„ 24.
lO" 29' 48"
„25.
10''51' 6"
„ 26.
10'' 32' 11"
Dies soll Juni 28,134 heisseu. Sch.
•ifi. Eine astrouom. Entdeckung u. Beobaelitnugen des Kometen vom Juli 1819. 359
Abstand von
Ai d. Kom.
Dekl. N.
der Sonne
der Erde
Licktst.
Juli 2.
rzi-
101« 45'
41» 56'
0,373 4
0,785
1,000
6.
104''
105» 58'
47» 20'
0,424 1
0,905 3
0,583
,. 9.
rzi"
108» 53'
49» 36'
0,475 6
1,004 6
0,376 6
r 20.
12"
116» 34'
51» 44'
0,693 1
1,323 5
0,102 1
, 30.
12'*
122» 56'
51» 17'
0,844-2
1,487 1
0,054 7
Aug-. 19.
12"
128» 50'
49» 41'
1,261
1,867 8
0,015
Der Komet konnte vor dem 29. oder 30. Junius nicht wohl von
Europa aus gesehen werden. Ob er schon im ersten Frühling von den
Palermer Astronomen aufgefunden und beobachtet worden ist, wie
Pariser Nachrichten sagen, lasse ich dahin gestellt sein. Wenigstens
muss damals seine Lichtstärke ganz ungewöhnlich klein gewesen sein.
Der Komet zeichnet sich besonders durch seinen hellen planeten-
artigen Kern aus, der mir aber doch nie so begrenzt vorgekommen ist,
als bei dem Kometen von 1807. Von dem gewiss im Anfange des
Julius sehr prächtigen und langen Schweif haben wir wegen der hellen
Dämmerung und des Mondscheins nur sehr wenig sehen können, und
doch war er in guten Kometensuchern bis 7» oder 8» zu verfolgen.
Höchst merkwürdig ist es, dass die Erde sich am 26. Junius gerade
in der Richtung dieses Schweifes befand. Sonne, Komet und Erde
kamen am 26. Junius des Morgens so nahe in eine gerade Linie, dass
der Komet auf der Sonnenscheibe sichtbar werden musste, und ein
Vm-ühergang des Kometen durch die Sonne erfolgte. Nach einer darüber
angestellten Rechnung finde ich den Eintritt des Kometenkerns am
südlichen Sonnenrand am 25. Junius um l?*" 39' mittlere Berliner Zeit.
Die relative Bewegung des Kometen gegen die Sonne war fast gerade
von Süden nach Norden. Um 19'' 30' stand der Komet dem Mittel-
punkt der Sonne auf 1' 27" westlich am nächsten, und um 21'' 18' trat
er am nördlichen Rande wieder aus. — Wie weit sich der Kometen-
schweif erstreckte, lässt sich freilich nicht mit Gewissheit bestimmen,
allein höchst wahrscheinlich sind doch einige Theilchen des Schweif-
stoifes in unsere Atmosiihäre gekommen, von denen ich aber durchaus
keine merkbare Wirkung irgend einer Art erwarte.
Es wäre sehr zu wünschen, dass irgend ein Astronom oder Lieb-
haber der Astronomie die Sonnenscheibe und ihre Flecken am 26. Junius
des Morgens zufällig mit einem Fernrohr betrachtet und untersucht
haben möchte.
360 Kometen.
67. Asti'oiiomisclie Bemerkungen, Beobachtungen des Konieteii
von 1819, Elemente seiner Bahn (von Bouvard und Dircksen).
Aus einem Schreiben vom 26. August.
(ABtionomisches Jahrhoch für 1822, S. 229—231.)
Die mir aus dem Tagebuche des Herrn Generals von Lixdener
mitgetheilte Nachriclit ^ ) ist äusserst wichtig. Der Kometenkern musste
zu GJatz den 26. Junius kurz vor 6 Uhr Morgens (die Zeitmomente sind
bis auf wenige Minuten zuverlässig) in die Sonne treten, und war um
7 Uhr, wie der Herr General die Sonne am 26. Junius ganz ohne alle
Flecken fand, gewiss vor der Sonnenscheibe etwa 8f' vom südlicheu
Kande entfernt. Die Beobachtung beweist also, dass auch dasjenige,
Avas wir den Kometenkern nennen, so durchsichtig ist, dass es keine,
dem dergleichen nicht erwartenden Auge merkliche Trübung auf der
Stelle, vor dem es steht, hervorbringt. Man konnte dies, wie Sie mit
Recht erinnern, schon im Voraus vennuthen. Die Abwesenheit aller
Phasen bei den sogenannten Kometenkernen beweist schon ihre grosse
Durchsichtigkeit; es ist aber doch interessant, diese durch eine direkte
Erfahrung völlig bestätigt zu sehen, und noch dazu bei einem Kometen,
dessen Kern im Anfange des Julius ein fast ganz planetenartiges An-
sehen hatte. — Das, was als Kern in diesem Kometen erschien, hatte
etwa 12" im Durchmesser, und war also zu gross, nni übersehen zu
werden, wenn es eine auch nur massige Verdunklung des Sonnenlichtes
bewirkt hätte.
Eine höchst angenehme und lehrreiche Reise, erst mit unserem
geliebten Bessel nach Lauenhuvfi zu dem hocliverdienten Professor
Schumacher bei seiner wichtigen Gradmessung, dann nach Oöftinr/cii
zu unserem einzigen Gauss, und der dortigen i)rächtigen, alle meine
sehr grossen Erwartungen noch weit übertreffenden Sternwarte hat
meine Kometenbeobachtungen unterbrochen, und ich habe sie erst am
18. August wieder anfangen können. Auch nun legt ihnen der Mangel
gut bestimmter Sterne in der Gegend, die der Komet langsam durcli-
wandert, einige Schwierigkelten entgegen. Ich habe mich mit einigen
kleinen Sternen der Hidoire a'leste, und der Pariser Memoires von 1790
behelfen müssen, die nicht immer ganz leicht zu erkennen sind. Hier
meine Beobachtungen :
') Siehe ÄBtrotiomüches Jalirburh für 1822, S. 228. Soh.
Beobachtunsren des Kometeu von 1819. 361
1819.
Mittl. Brem. Zeit.
Scheinl). JR
Scheinb. nünll. Dekl
Aug. 18.
lOi- 35' 26"
128« 9' 29"
50" 84' 37"
„ 19.
9" 11' 29"
128" 24' 35"
50« 82' 14"
,; 21.
9'' 20' 52"
128« 56' 30"
50« 27' 46"
„ 24.
9" 25' 52"
129° 41' 8"
50" 21' 37"
Sie haben Reclit, dass meine Elemente jetzt den Kometen etwa
30' bis 40' östlicher, und 50' südlicher geben, als die Beobachtung.
Aber diese Elemente waren auch nur aus einer Zwischenzeit von
7 Tagen blos in der Absicht berechnet, die Erscheinungen desselben
im Voraus im Allgemeinen übersehen und beurtheilen zu können, und
dazu haben sie allerdings ihre Dienste geleistet. Die schon sehr ge-
näherten ersten Elemente des trefflichen Encke sind Ihnen gewiss
schon bekannt. Hier diejenigen des Herrn Borv.\HD in Paris (der durch
einen Rechnuugsfehler Anfangs eine ganz irrige Bahnbestimmung gegeben
hatte) und des Herrn Diecksen in Göttingen:
BOUVARD DiRCKSEN
Zeit der Sonnenuälie 1819 Jim. 27. \1^ 17' Paris. Juu. 27,740 42 Mailänder Zeit.
Länge des ft . . . =9^ 3° 42' 34" = 9^ 3" 42' 5"
Inklination . . . . = 80« 45' 0" = 80" 45' 12"
Länge d. Perihel. . = 9» 17" 4' 35" = 9= 17" 6' 21"
Log. Dist. Perihel. . =9,531568 =9,533 08
Mot. direkt.
So klein der Komet jetzt aussieht, so hoffe ich ihn doch noch eine
geraume Zeit beobachten zu können, wenn die Witterung günstig bleibt.
Nach dem 4. September wird seine Deklination wieder zunehmen.
68. Exti-act of a Letter froni Dr. Olbers of Breineii, dated
29*'^ Noyember 1819; receiyed 11^1^ Februar 1820.
tThe Q\iarterly Journal of Scieoce, Literature, and the Arts. Vol. IS. S. 163-164. London 1820.]
As soon as Professor Encke shall have completed his computations
of the perturbations of the extraordinary comet, and formed an ephemeris of
its apparent orbit for the time of its next re-appearance in 1822, I shall
immediately communicate them to you, in order that the best possible use
may be inade of them. For, since this comet will arrive next at its
perihelium in the middle of May 1822, it will be scarcely visible at
that time in any part of Europe. Before its arrival at the perihelium
it will be too remote from the earth, and afterwards it will be too
3(j2 Küiiieteu.
far to tlie south to be seen b}- European observers. But in the south-
ern hemisphere it will be beautifullj' conspicuous ; and at the eud
of June, wben its latitude will be 77** south, its light will be more
than 26 tinies as strong as wheu it was discovered by Poxs, on the
2(5"" November 1818. It is therefore greatly to be desired that this
comet should be watched and properly observed in the southern pos-
sessions of Great Britain, in particular at the Cape er at Botany Bay.
For this purpose. the ephemeris of its motion should be sent out in good
time, with proper instructions for its eniploynient, and an astrononier should
be found who niight be capable of making the necessary observations.
For this, and for many other reasons it is the general wish of
all astronomers. who are attached to the science, that an observatory
should be established at the Cape of Good Hope, furnislied with all the
instruments that are required in the present State of astronomy. In
Europe, I iniagine, there are a sufficient number of observatories. if a
proper use were made of them. But, for the still further perfection of
astronomy. it is absolutely necessary to compare the observations made
in the northern hemisphere, with others made with similar instruments
be.vond the equator. The physical iirojierties of the materials, of which
our instruments are constructed, and by which they are supported and
surrounded, notwithstanding the perfection of our artists, and the skill
and attention of our astrononiers confine the precision of the obser-
vations within certain limits. But in an observatory situated in the
southern hemisphere, all the causes, which distort our European obser-
vations by small errors which cannot be avoided, and which are with
great difficulty discovered: small irregularities of refraction, for exaniple.
small flexures of the telescopes of our instruments, and other similar
disturbances, would all operate in contrary directions; so that, by a
comparison of both series of observations, the effects of these common
causes of error might be discovered and removed. The Cape of Good
Hope is so much the better situated for such an observatory, as it lies
under a meridian, which passes through the middle of Europe.
The great comet of last summer I was perhaps able to follow
longer than most other astronomers. I saw it last on the 20"' October,
and on the 12"' I obtained a good Observation. Perhaps some of your
friends would like to have my last ob.servations, I therefore subjoin theni.
l"*!'.). Mean Time Bremen. Appareiit ^1! App. Decl. N.
Sept. 17. 8" 14' 50" 133" 40' 2" 50" 38' 59"
.. l'.i. Sh 3' 38" 138" 5(1' 1" 50 " 46' 0"
,. 24. 9" 4' 31" 134" 7' 43" 51" 6' 18"
„ 24. 13'' 36' 27" 134" 8' 35" 51" 6' 51"
Oct. 12. 7'- 52' 45" 133" 20' 54" 53" (»' 52"
69. Noch etwas über deu grossen Kometen von 1819. 363
Besides General von Lindenee, two or three other observers liere
have announced tliat they had been loocking at the sun's disc with
telescopes on the 26"' June 1819, at the tinie of the comet's transit.
LiNDENEK and one other person saw absolutely nothing on the disc;
the other two maintain that they perceived a faint, confused, and ill
defined spot. From these accounts, compared together, it may be in-
ferred, that the nucleus of this comet ' must have been so transparent
as only to occasion a slight obscurity on the part of the surface over
which it passed, so inconsiderable as easily to have escaped Observation.
69. IS^ocli etsvas über den grossen Kometen Yon 1819 und
seinen Yoriibergang Yor der Sonne.
Unterm 8. April 1820 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1823, S. 133—139.]
Im Auszug mitgetheilt in: Annales de chimie et physique, Tome XV, S. 395. Paris 1820. und in: The Philo-
sophical Magazine and Journal by Alexander Tilloch. Vol. LVII, S. -114. London Juni 1821.
Den Kometen vom Julius 1819 habe ich am 20. Oktober zuletzt
gesehen, und am 12. Oktober zuletzt beobachtet. Auch dieser Komet
verschvpand, weil er zu blass, nicht weil er zu klein wurde: denn auch
noch in der letzten sehr schwierigen Beobachtung hatte er gegen 2'
im Durchmesser, aber so wenig Licht, dass man seine Ein- und Aus-
tritte am Kreismikrometer nicht mehr mit einiger Sicherheit bestimmen
konnte. Am 12. Oktober stand der Komet einem kleinen Stern 11.
oder 12. Grösse sehr nahe: ich bestimmte den Ort dieses Sterns, und
schätzte dann durch Vergleichung des Abstandes des Kometen von
diesem Stern mit dem durch dasselbe Fernrohr gesehenen Jupiter, dass
der Komet 40" mehr Rektasceusion und 30" w^eniger Deklination hatte,
als der kleine Stern. Ich halte, da sich der Ort des Sterns durch
Vergleichung mit einem Stern der Histoire Celeste sehr gut bestimmen
liess. und in jener Schätzung der relativen Lage des Kometen gegen
den Stern kein merklicher Fehler sein kann, diese letzte Beobachtung
für gut, wenn die Angaben der Histoire Celeste richtig sind. Hier meine
Beobachtungen vom August an, wobei ich der Güte des Herrn Hofrath
Gauss die Berichtigung der im August und September gebrauchten
Sterne, was die gerade Aufsteigung betrifft, durch Beobachtungen an
seinem voi-trefflichen Mitta^s-Fernrohr verdanke.
364
Kometen.
Mittl. Bremer Zeit.
Scheinb. ger. Anfst
Scheinb. nördl. Abw.
Aug.
18.
10"
35' 26"
128« 9' 35"
50« 34'
37"
))
10.
O"
11' 29"
128" 24' 43"
50« 32'
14"
n
21.
9^
20' 52"
128« 56' 36"
.-.0« 27'
46"
?;
22.
9^
25' 31"
129« 11' 19":
— —
—
!1
24.
9^
25' 52"
1290 41' 11"
50« 21'
37"
7?
26.
S"
46' 9"
130« 7' 45":
50« 19'
38":
??
29.
8"
44' 5"
130« 48' 10"
50" 17'
24"
Sept.
9.
8"
35' 42"
132« 43' 53"
50« 19'
42"
..
10.
8i>
41' 13"
132« 51' 59"
50« 21'
54"
.,
11.
9''
16' 30"
133« 0' H"
50« 23'
41"
J7
15.
8"
24' 27"
133« 28' 36"
50« 33'
12"
17.
8"
14' 50"
133« 40' 2"
50« 38'
59"
.
19.
8''
3' 38"
133« 50' 1"
50« 46'
0"
!?
:i4.
9"
4' 31"
134« 7' 43"
51« 6'
18"
»
24.
13"
36' 27"
134« 8' 35"
51« 6'
51"
>)Okt.
12.
7"
52' 45"
133« 20' 54"
53« 0'
52"
Nun
noch etwas über
den merkwürdigen Vo
rübergang des Kometen
vor der
Sonne.
Dass der
Komet wirklich am
26
Junius zw
ischen 5
und 9 Uhr Morgens Bremer Zeit von Süden nacli Noi'den fast mitten
durch die Sonne gegangen ist, hat keinen Zweifel. Alle berechneten
Elemente geben diesen Durchgang; nur findet man die Zeit des Ein-
tritts und Austritts um einige Minuten, und den kürzesten Abstand um
mehrere Sekunden verschieden, je nachdem man diese oder jene der be-
rechneten Elemente dem Systeme zum Grunde legt. Nach Herrn Dircksen's
verbesserten Elementen ist nach Mailänder wahrer Zeit der Eintritt
um 17" 30' 34", der Austritt um 21" 5' 37" am 2.'-). .Junius 1819 erfolgt.
Um 19" 18' 6" stand der Kometenkern dem Mittelpunkt der Sonne auf
2' 8" am nächsten, alles für den Mittelpunkt der F^rde berechnet.
Wegen der Aberration traten scheinbar alle Phasen 5' 31" und wegen
der Parallaxe auf den deutscheu Sternwarten etwa | Minute später ein.
Ob aber der Komet auf der Sonnenscheibe hat gesehen werden können,
oder ob selbst sein Kern so durchsichtig ist, dass er keine merkbare
Trübung auf der Stelle der Sonnenscheibc; hervorbringen konnte, vor
der er stand, das scheint mir doch jetzt noch nicht so ganz entschieden,
wie ich es im Jahrbuch für 1822 nach den mir damals I)ekaiHit ge-
') Herr Profes.sor Struvk in JJurj/at liat den Konu'ti-n iiueli am 12. (tktulRr
beobachtet, und luiniittelbar mit demselben Stern der Histoire cHeste verglichen, dnrcli
den ich meinen kleinen Stern be.stinimte. Ans den mir i;i\tit,'sf niitaetlieilten Oritriiinl-
beobnchtnntfen habe ich bereelinet :
Okt. 12. Hl- 47' 42" mittl. Bremer Zeit. Jl = ]:!:!" 21' V<" Deklin. - .M"0'22" N.
69. Noclx etwas über deu grossen Kometen von 1819. 365
wordeneu Beobachtungen annahm. Zwar hat der würdige Herr General
vox LiNDENEK, uud auch ein österreichischer Beobachter die Sonne
wälirend der Zeit dieses Yorübergangs betrachtet und ganz ohtie Flecken
gefunden. Ich folgerte mit Ihnen daraus, dass der Komet vor der
Sonne ganz unsichtbar blieb. Aber es ist nun bewiesen, dass damals
die Sonne niclif ohne Flecken irar, und da diese beiden Beobachter
die wirklich auf der Sonne vorhandenen Flecken übersehen haben, so
konnten sie aucli den auf alle Fälle schwerer zu bemerkenden Kometen
übersehen, wenn dieser gleich einem schärferen oder aufmerksameren
Auge bemerkbar war. Dass zu der angegebenen Zeit wirklich Flecken
in der Sonne waren, bezeugen zwei ganz unwidersprechliche Zeugnisse.
Herr Professor Schumacher zu Kopenhagen schreibt mir unterm
18. Februar 1820: „Ich habe die Kollimation meines siebenzölligeu
TKOUGHTON'schen Sextanten, den ich mitbrachte, während meines Aufent-
haltes in Altona am 10., 16., 18., 19., 20. und 2.5. Juni um etwa 20 Uhr
bestimmt, also das letzte Mal gerade, wie nach Ihrer Rechnung der
Komet vor der Sonne war, und ich weiss bestimmt, dass ich- kein
einziges Mal die Sonne ohne Flecken gesehen liabe. — Für die Richtig-
keit meiner Beobachtung kann ich einstehen, da ich in Lauenhurg, als
über Sonnenflecken, noch ehe der Komet erschien, gesprochen wurde,
den Umstand, der mir damals noch im frischen Andenken war, an-
führte, dass ich diesen Sommer hindurch die Sonne nicht ohne Flecken
gesehen habe. Ueber Datum und Zeit der Beobachtung versichert mich
mein Journal, das ich selbst über die unbedeutendsten Beobachtungen
führe — das Fernrohr meines Sextanten vergrössert etwa 10 Mal; es
ist also keine Walirscheinlichkeit, dass einer von den dunklen Flecken
der Komet war." So weit Herr Professor Schumacher. Das Folgende
aus einem Briefe des Herrn Professor Brandes in Breslau: „Ich hatte
im vorigen Sommer einige Sonnenflecken längere Zeit beobachtet, aber
die Beobachtungen sind nicht so vollkommen, als ich wünschte, und ich
will daher lieber eine neue Reihe versuchen, als aus dieser unvoll-
kommenen Folgerungen ziehen. Nur eins muss ich Ihnen noch daraus
mittheilen. Am 26. Junius, an dem Tage, da der Komet nach Ihrer
Rechnung vor der Sonne erscheinen sollte, habe ich kurz vor Mittag
die Sonne beobachtet, freilich später, als der Komet austreten sollte,
aber doch ist meine Beobachtung als eine Berichtigung der des Herrn
Generals von Lindener nicht ganz ohne Wertli. Ich habe nämlich
die Sonne nicht ganz ohne Flecken gesehen; sondern ein mit 34 maliger
Vergrösserung sehr gut kenntlicher Fleck stand auch an diesem Tage
noch, dem Austritte nahe, an seiner richtigen Stelle. Herr General von
Lindener muss also entweder keinen so günstigen Himmel, oder ein
minder gutes Fernrohr gehabt haben, und da er diesen sehr ansehn-
366 Kometen.
liehen, obgleich, weil er so nahe am Rande stand, nicht so schön, als
einige Tage zuvor erscheinenden Fleck nicht sah, so konnte auch der
Komet \ielleicht ihm entgehen, selbst wenn er diesem Fleck gleich er-
schien. Die VON LiNDENEß'sche Beobachtung zeigt also nur. was sit'li
ohnehin vermuthen Hess, dass der Komet nicht so dunkel wie etwa ein
Planet erschien."
Diese Beobachtung des Herrn Professor Brandes wird nun selir
wichtig, wenn man sie mit der des Herrn Dr. Gruithuiskn vergleicht,
wie sie dieser Naturforscher in der Münchener politische7i Zeitung No. l'JO
vom 12. August 1819 bekannt machte. Ich setze das Wesentliche mit
den eigenen Worten jener Nachricht hierher: „Nach dem Tagebuche der
Sonnen- und Witterungsbeobachtungen des Dr. GKriTHUisEN standen
am 20. Junius (1819) um 8 Uhr Morgens in der 8onne am westlichen
Eande zwei kleine, unbehofte Oeifnungeu, und in der Mitte auch eine.
Soviel er sich noch erinnert, erschien die Oeöhung in der Mitte der
Sonnenscheibe sehr klein und unbegrenzt: und so träfe es sich freilicli.
dass dieser Naturforscher den Komet in der Sonne gesehen haben kann.
— Aber ob der Komet wirklich jenen mittleren schwarzen Punkt in
der Sonnenscheibe verursachte, daran ist jedoch noch so lange zu
zweifeln, bis nicht ein anderer Himmelsforscher ihn früher am süd-
lichen oder später am nördlichen Sonnenrande als beobachtet aus einem
Tagebuche öffentlicli ankündigt; denn nur dieser T^mstand kann uns
ganz evident davon überzeugen, der Komet sei in der Sonne gesehen
worden, weil sich an den Polen der Sonne nie eigentliche Oeifnungeu
sehen lassen. Zudem glaubt der obige Beobachter, dass der Kern des heuer
im Luchs sich zuerst gezeigten Kometen die Grösse des vierten Jupiters-
Trabanten nicht um das Doppelte übertreffen könnte, ihm aber jene
Oeft'nung in der Mitte der Sonnenscheibe noch etwas grösser gewesen
zu sein schien. Uebrigens konnte sie jedoch keine ältere Oeifnung ge-
wesen sein; denn vier Tage früher beobachtete er folgende Üeffniiugen;
am westlichen Rande eine grosse behofte Oeffnung, gegen die Mitte
aber nocli westlich drei ebenso grosse neue, zum Theil doppelte Oett-
nungen, wozwischen viele kleine lagen, und ganz am ostliclieu Rand
eine kleine Oeffnung. Nun mussten sich die grossen, am 26. schon selir
klein gewordenen, beinahe in der Mitte der Sonne gestandenen Oeflf-
nnngen in der Nähe des westlichen Randns zeigen, und die kleine des
östlichen Randes musste verscliwunden sein; wenigstens konnte sie sich
nicht binnen vier Tagen bis in die Mitte bewegen, so dass also jener
kleine, schwarze Fleck in der Mitte der Sonnenscheibe entweder eine
ganz neue Oeifnung, oder der Kern des Kometen gewesen sein muss."
Soweit jene Nachricht. Da aus diesen Beobachtungen des Herrn
Dr. Gruithoisen, und aus denen des Herrn Professor Brandes erhellt,
69. Noch etwas über ilen grossen Kometen von 1819. 367
dass zwischen dem 24. und dem 28. Juniiis keiner von den vorher und
nachher gesehenen gewöhnlichen Sonnenflecken in der Mitte der Sonnen-
scheibe erscheinen konnte, so scheint nun auch des Herrn Professor
WiLDT in Hannover Beobachtung die des Herrn Dr. Geuithuisbn am
26. Junius gemachte zu bestätigen. In einer im Äo/wouer'schen Maga-
zin für 1819 eingerückten Abhandhing über den Höhenrauch erzählt
Herr Professor AVildt, p. 1172, 1173: „Ich habe um die Zeit des
26. Junius (höchsten.s ein oder zwei Tage früher oder später) die Sonne
beobachtet, und damals einen unbegrenzten Fleck in der Sonne gesehen,
dessen Grösse und Lage von mir noch ziemlich aus dem Gedächtniss
angegeben werden kann. — Ich glaube den Kometen auf der Sonne
gesehen zu haben: meine Beobachtung machte ich um 7 Uhr Morgens,
und kann des Kometen Lage und Grösse angeben. Es ist vielleicht
das einzige Mal, dass ich die Beobachtung nicht niedergeschrieben: der
runde Fleck hatte so etwas Verwaschenes und Unbestimmtes, dass er
mir als Sonnenfleck niclit interessant schien; leider dachte ich damals
nicht an die Möglichkeit, dass es ein Komet vor der Sonne sein könne.
Dazu kam, dass ich abgehalten wurde, die Beobachtung gleich nieder-
zuschreiben. Dieser Umstand trägt dazu bei, dass ich am 26. meine
Beobachtung gemacht zu haben glaube ; denn für den 26. würde ich
im Stande sein, anzugeben, was mich so früh abgehalten haben könnte.
Wenn also des Dr. Olbers Eechnungen durch die neuesten Beobach-
tungen bestätigt werden, so möchte ich mich fast überzeugt halten, den
Kometen in der Sonne gesehen zu haben."
Ich will durchaus nicht entscheiden, ob das, was Dr. Gruithuisen
und Professor WiiDT auf der Sonnenscheibe zu der Zeit, wie der Komet
vor derselben stand, gesehen haben, wirklich der Kern unseres Kometen
oder ein gewöhnlicher Sonnenfleck gewesen ist. Aber merkwürdig ist
es doch, dass keiner der vor dem 26. Junius auf der Sonnenscheibe ge-
sehenen Flecken damals in der Mitte sein konnte, und dass Herr Pro-
fessor Bkandes gegen 12 Uhr den um 8 Uhr vom Herrn Dr. Gbuithotsen
bemerkten Flecken nicht mehr wahrnahm. Am 26. Junius 1819 um
8 Uhr Morgens Münchener Zeit war nach Dikcksen's Elementen die
geocentrische Breite des Kometen 3' 32" nördlich, der Unterschied der
Länge des Kometen vom Mittelpunkt der Sonne 2' 4" östlich. Dies
scheint sich ganz gut mit den angegebenen Umständen der Münchener
Beobachtung vereinigen zu lassen. Bei aller Durchsichtigkeit, die wir
dem Konietenkern, eben weil er keine Phasen zeigt, zuschreiben müssen,
war dieser bei unserem Kometen doch auch von zurückgeworfenem
Sonnenlicht so hell, dass man es für möglich halten kann, er habe so
viel Sonnenlicht aufgefangen, um vor der Scheibe, freilich als unbegrenzte)',
nicht ganz dunkler Fleck, bemerkbar zu werden. Noch am 8. Julius
368 Kometen.
hatte der höchstens 10" bis 12" im Durcliniesser habende Kern viel
mehr Licht, als ein Stern zweiter, fast so viel, als ein Stern erster
Grösse. Es ist zu bedauern, dass keine entscheidende Beobachtung bei
diesem höchst merkwürdigen, vielleicht in mehreren hundert Jahren
sich nicht wieder ereignenden Yoriibergange des Kometen vor der
Sonne unsere Begriffe über den Grad der Durchsichtigkeit der Kometen-
kerne völlig berichtigt hat; aber zweckmässig schien es mir doch zu
sein, alles, was mir über Beobachtungen der Sonnensclieibe am
2t3. Junius 1819 bekannt geworden ist, zusammen zu stellen.
70. Fiu-ther Reiiiarks oii the Transit of tlie Comet of 1819
over the Sun.
By Dr. Olbers. — ■ (Bode's Jahrbuch 1823.)
(The Quarterlj- .lournal of Siience, Literature. and the Arts. Vol. XI. S. 18ä. London 1S21 )
The authorit\' of the Observation of General von Lixuknkk. in
favour of the invisibility of the comet in its transit, is considerably
diminished by the testimony of other observers, particularly Professor
ScHUMACiTKu and Professor Brandes, who agree in declaring, that the suu
was by no means free from spots on the da}' of the transit, as it appeared
to General von Lindenee: and on the other band, Dr. Gruithuisen
and Professor Wildt agree in describing a small spot near the middle
of the sun's disc, which might possibly have been the comet, tliough
certainly not so distinctly defined as a planet would have been.
71. Elliptic Elements of Pons' Comet of 1819.
In a Letter from Dr. Olbers.
|l1ie Quarterly Journal of Scieuce. l.iterature, and the Artä. Voi. IX. S. .38*3. London 1820.]
Bremen, 28"' May 1820.
The year 1819 will always be memorable in the history of comets.
It is Singular that the small comet discovered by Pons, which appeared
in June and July in the Lion, describes an ellijtsis, and has a very
72. Erste Entdeckuug des Kometen vou 1821 iu Deutschland. 3(59
slioi't period of revolution. From the observations made at Marseilles
in June only, Professor Excke found, as you inay already learned from
the Berlin Almanac of 1822, or from Zach's Correspondence, that the
orbit was in all probability very remarkably elliptic. The observations
made at Milan in July, published in the Ephemeris for 1820, have
now established this fact beyond all doubt. — Professor Encke's Cle-
ments are these:
Passage of the perihelium 1819 July 18,930 02 M. T. at Seeberg.
Longitude of the ft . . = 113" 10' 45,8"|From the mean equinox
Long, of the Perihelium . = 274« 40' 51,2"J l"- July 1819.
Inclination = 10" 42' 47,6"
Eccentricity = . 75 519 035
Logar. of the M. distauce = . 49 970 96
Period = 2051.93 days or 5 yrs. 7 months.
By means of these elements the whole of the observations, which
Caelixi found irreconcilable with any parabola, are represented with
wonderful accuracy. Even a dift'erence of half a year more or less in
the period introduces very improbable errors into the observations.
A greater degree of accuracy is scarcely to be expected, since we have,
unfortunately, been able to find no evidence of an earlier appearance
of this comet. One is, howewer, involuntarily reminded by it of the
comet of 1770, which may, perhaps, have had the elements of its orbit
very materially altered by the effect of the attraction of Jupiter.
72. Erste Entdeckuug des Kometen you 1821 in Deutsclilaud.
Aus einem Schreiben vom 31. Januar 1821.
[Astronomisches Jahrbnch für 1824, S. 99—100.]
Ich eile Ihnen anzuzeigen, dass ich gestern Abend einen Kometen
im Pegasus wahrgenommen habe.
Nach lange anhaltendem trüben und nebligen Wetter klärte sich
der Himmel am 29. endlich auf. Aber es war in den früheren Abend-
stunden doch nicht recht heiter, die kleineren Sterne blieben im Kometen-
sucher unsichtbar, und ich konnte unter anderen Variabilis Cygni gar
nicht sehen, der sich doch schon vor 14 Tagen gezeigt hatte. Ich be-
trachtete auch y Pegasi und seine Umgebungen, weil ich dort (am
27. September 1820 zuerst) einen auf Habdixg's Karten fehlenden Stern
OlbersI 24
370 Kometen.
(5. bis 7. Grösse wahrgenommen hatte, von dem Herr Professor Harding
versichert, ihn früher bei Vergleichung seiner Karten mit dem Himmel
dort nicht gesehen zu haben. Dieser Stern war noch in seiner unver-
änderten Grösse: viel kleiner als 87 Pegasi, wenig kleiner als 40, und
grösser als 39 Piscmm. vSonst war weder dort, noch überhaupt irgend
etwas Neues zu sehen. Am 30. Januar war es aber sehr heiter, Yaria-
bilis Cygni sehr gut zu sehen, weit grösser als a, fast so gross als n.
"Wie ich meinen Kometensucher auf y Pegasi richtete, fiel mir sogleich
ein kometenartiger Schein auf Ich erkannte einen kleinen scliwachen
Kometen mit einem ungemein blassen, doch fast auf f bis 1" im Fern-
rohr zu erkennenden Schweif Der grosse Dollond bestätigte die Ent-
deckung. Im Nebel des Kopfes schien zuweilen ein sehr kleiner ver-
waschener Kern durchzublicken. Ich verglich den Kometen mit drei
Sternen, die alle drei in der HiMoire Celeste, einer auch bei Piazzi
vorkommen. Nach einer vorläufigen Reduktion war am 30. Januar
7'' 17' mittlere Zeit die -/»' des Kometen = 359" 27', Deklination =
16" 5' nördlich. Der Komet schien sich äusserst langsam nach Westen
und Süden zu bewegen.
Heute sehe ich mit Vergnügen aus dem soeben angekommenen
Moniteur vom 2i. Januar, dass Nicollet zu Paris diesen Kometen
bereits am 21. Januar entdeckt hat. Am 21. Januar um 8'' 16' 15"
mittlere Pariser Zeit war die gerade Aufsteigung = 0° 36' 29", die
Deklination = 16" 59' 36" nördlich. — Also hat der Komet in 9 Tagen
nur 1^9' in gerader Aufsteigung und i'yi' in der Abweichung nach
seiner scheinbaren Bewegung zurückgelegt.
73. Oll tlie Comot discovcnMl in tho roiistollation Poiiasiis
in 1821; and on tlio Iiiniiiioiis a|)i)('araii('0 obsorved on tlic
dark side of tlic Moon oii IVbiiiary 5''' 1821.
Comtnunicated in a Letter to J. F. W. 11 kusch kl Esqu., Foreign Secretary.
Read April 13, 1821.
IMoraoir« ..f tliB AsirMTirimi.'ül S.r.'iety nf Loudon. Vol. I. l'arl. 1. S. ir>G-l.'iN. I.ond.ni IHJl]
Bremen, Marcli 11, 1821.
M}^ dear Sir,
I learnt with great satisfaction froin .your obliging letter of the
9"" of February, that the higlily respectable Astronnmical Society of
73. Ou the comet, discovered in the Constellation Pegasus in 1821. 371
London has honoured me with admission, on the 12"" of January. as one
of its Foreign Associates. I consider myself as greatly honoured by
this distiuction, so far beyond my merits ; and request you will communi-
cate to the society my sincere thanks with the assurance that I will
do all my siender powers will enable me in furtherance of their objects.
On the 30"" of January of the present year, about 7 o'clock in
the evening, I observed a small comet near the star y Pegasi, not
knowing that the same had been discovered on the 21"' of January by
M. NicoLLET in Paris, and on the same day by M. Pons in la MarUa.
I annex my observations of this comet up to the present time.
1821. llean time at Bremen
Jan. 30. 7" 17' 51"
„ 30. S^ 29' 3"
Febr. 2. 7'' 40' 50"
„ 5. 7" 11' 50"
„ 7. e*" 50' 6"
„ 8. 7" 2' 15"
„ 9. 6^ 54' 52"
„ 10. 7" 9' 3"
„ 11. 7" 16' 21"
„ 12. 7'' 7' 32"
„ 13. 7" 3' 30"
„ 14. 7'' 27' 44"
„ 19. 6'' 49' 20"
March 1. 7'' 5' 2"
„ 5. G"" 58' 39"
„ 6. G"- 56' 20"
Appar. yR
359" 27' 4"
359° 26' 24"
359" 8' 35"
358" 54' 3"
358" 44' 41"
358" 40' 24"
358" 36' 16"
358" 32' 24"
358" 28' 21"
358" 24' 49"
358" 20' 59"
358" 17' 23"
357" 59' 48"
357" 18' 28"
Appar. North Decl.
16" 5' 1"
16" 4' 24"
15" 50' 14"
15" 37' 56":
15" 28' 55":
15" 24' 55"
15° 21' 20"
15" 17' 34"
15" 14' 18"
15" 10' 55"
15" 7' 58":
15" 4' 31"
14" 48' 10"
14" 8' 48"
13" 42' 53"
13" 34' 21"
356" 46' 33"
The following determinatious of the path of this comet have been
transmitted to me: they approach very near to each other, though the
elements will require some corrections when applied to the ensemble of
the observations.
18-21
Prof. Enckk
of Seeberg
Prof. Nicolai
of Manheim
I H. vox Staubt
of Guttingen
Time of the perihelion passage March 21.40.5 March 21.6016 March 21.602 6
Longitude of the perihelion
Log. perihelion di.stance .
Longitnde of ft . . . .
Inclination
2:39" 20' 45" i 2:39" 34' 5" 2:39" 30' 0"
8,959 66 8,9G4 66 8,964 162 7
48» 34' 37" 48» 43' 34" 48» 45' 44"
74» 5' 0" 73» 23' 15" 73" 16' 33" ; g
Motion retrogarde.
On the ö"" of February 1821, I observed the remarkable luminous
appearauce on the dark part of the moon; respecting which Captain
24»
372 Kometen.
Kätek (as the newspapers inform me) has read a notice to the Royal
Society. As I understand it, Captain K.\tee is convinced tliat it was
actually a volcano in a State of eruption. I am not in possession of
the grounds on which this conviction is fonnded; but must confess that
I cannot yet bring myself 1o believe in the existence of any fiery vol-
canos in the moon; and I think this highly reniarkable phaenomenon
is to be satisfactorily explained in another nianner, more consistent witli
what Ave know of tlie physical construction of the moon. This luminous
appearance seenied to me to be situated in or near the spot niarked
Aristarchus. This Aristarchus (as is weil known) is always enlightened
by the earth, in the dark portion of the moon, when three or four days
old; and it is distinguishable from all the other spots in the moon by
its brightness. But the luminous appearance of the ö"" of February
was entirely different from the usual appearance of Aristarchus, with
which I was well acquainted; and in my five-feet achromatic telescope
by DoUond, was equal to a star of the 6"' magnitude. I shall ere long
make public my ideas on these so called lunar volcanos, and shall have
the honour, as soon as they are printed, to transmit them to you.
I shall consider it as a duty in future to communicate to you
every thing of any importance pertaining to astronomy, either the
i'esult of my own observations, or which may come to my knowledge;
and shall continue to address to you as at present, unless I hear from
you to the contra ry.
74. Beol)ii('litiiiig des Kometen von 1821, Elemente der Bahn
desselben imd astronomische Nachrichten.
Unterm 28. Mai 1821 eingesandt.
[Astronomisches .lijlirl.ucb för 1824, S. 173-176.]
Heute kann ich Ihnen meine sämmtlichen Beobachtungen des letzten
Kometen mittheilen:
Sclieinbare gerade
Nördliche
1821. Mittl. Bremer Zeit
Aufsteigung
Abweiclmng
.Tan. 30. 1^ 17' 51"
359« 27' 4"
16« 5' 1"
„ 30. 8" 29' 3"
359« 26' 24"
16« 4' 24"
Febr. 2. 1^ 40' 50"
3.59« 8' 45"
15« 50' 14"
„ .5. 1^ w m"
358" 54' .3"
1.^« 37' 56":
: Starker Sturm
„ 7. (}'■ 50' G"
358« 44' 41"
15" 28' 5.5":
74. Beobacht. des Koui. von 1821, Elemente d. Bahn n. astrouom. Nachricliten. 373
1821. Jlittl. B
•emer Zeit
Scheinbare gerade
Aufsteigung
Nördliche
Abweichung
Febr. 8.
7"
2'
15"
358"
40'
24"
150
24' 55"
. 9-
6"
54'
52"
3.58°
36'
16"
15«
21' 20"
„ 10.
7"
9'
3"
358«
32'
24"
15«
17' 34"
„ 11.
7^
1(3'
21"
358«
28'
21"
15«
14' 18"
.. 12.
7"
7'
32"
3580
24'
49"
15«
10' 55"
„ 13.
7h
3'
30"
358»
20'
59"
15«
7' 58"
„ 14.
7h
27'
44"
358°
17'
23"
15«
4' 31"
„ 19.
6"
49'
20"
357°
59'
48"
14«
48' 10"
März 1.
7"
5'
2"
357"
18'
28"
14«
8' 48"
„ 5.
6"
58'
39"
356"
54'
7"
13«
42' 53"
„ 6.
e''
56'
20"
356°
46'
33"
13«
34' 21"
Mit dem 6. März nnisste ich meine Beobachtungen schliessen, weil
mein Horizont auf meinem Beobachtungszimmer gegen Nordwesten nicht
frei genug ist, und ich es nicht der Mühe werth hielt, noch in einem
anderen Lokal ein Fernrohr und eine Uhr aufzustellen. Aus meinen
Beobachtungen hat Herr Rumkee, damals Vorsteher der Navigations-
schule in Hamburg, folgende Elemente für diesen Kometen berechnet:
Zeit der Sonnennähe 1821 März 21,61146 mittl. Bremer Zeit.
Länge der Sonnennähe . . =239« 35' 53"
Länge des ft = 48« 44' 18"
Neigung der Bahn . . . . = 73« 20' 0"
Log. des kleinsten Abstandes = 8,965 146 3.
Bewegung rückläufig.
Diese Elemente stimmen mit denen, die Bessel, Encke, Nicolai,
VON Staubt u. A. berechnet haben, sehr nahe überein. Die äusserst
langsame geocentrische scheinbare Bewegung zeichnet diesen gut zu be-
obachtenden Kometen vorzüglich aus, dessen Bahn übrigens von einer
Parabel nicht merklich abzuweichen scheint.
Der Stern, der mir Gelegenheit gab, den Kometen am 30. Januar
aufzufinden, ohne von der neun Tage früheren Entdeckung der Herren
NicoLLET und Poxs etwas zu wissen, kommt in keinem Sternverzeich-
nisse, selbst nicht in der Mstoire Celeste vor. Für 1800 bestimmte ich
seine mittlere gerade Aufsteigung = 0« 43' 6", seine nördliche Ab-
weicliung = 15« 48' 6". Es lässt sich auch leicht erklären, warum
er bisher nicht beobachtet wurde, weil er fast zu gleicher Zeit mit
y Fe(jcm kulminirt. Allein merkwürdig wird er dadurch, dass Herr
Professor Haruing ihn bei zweimaliger Vergleichung seiner Himmels-
karten mit dem Himmel, wo er mehrere viel kleinere Sterne in der
Nachbarschaft einzeichnete, nicht gesehen zu haben versichert. Der
374 Kometen.
Stern hat übrigens vom 27. September 1820 an, wo ich ihn zuerst er-
blickte, bis zu seinem Verschwinden unter den Sonnenstralilen, keine
merkliche Lichtveränderung gezeigt. Er ist 6. — 7. Grösse, etwas heller
als 39, und fast so hell als 40 X nach Flamsteed.
Dass Ri'MKER jetzt als Astronom mit dem Gouverneur Sir Thomas
Beisbane nach Nex-Siid-WalUs geht, werden Sie längst, vielleicht von ihm
selbst, wissen. Ich verspreche mir selir viel von der Geschicklichkeit und
dem Eifer dieses talentvollen Astronomen, da General Brisbane, selbst
ein grosser Kenner und Liebliaber der Sternkunde, das in Bofanij Bay
anzulegende Observatorium mit einem reichen Vorrath vortrefflicher
Instrumente ausrüstet.
Die neue astronomische Societät zu London ist in voller Thätigkeit.
Sie lässt jetzt Ehrenmedaillen in Gold, Silber und Bronze prägen, die
sie für wichtige Entdeckungen. Beobachtungen, Berechnungen und Unter-
suchungen austheilen wird. Die Beantwortung ihrer eigentlichen Preis-
frage: ..Theorie der Saturnm-Trabanten" wird mit der goldenen Ehren-
medaille und 20 Guineen belohnt werden.
75. l'eber den Komet eii vom Juli 1822.
Aus einem Schreiben vom 20. August 1 822.
[Scbumacher's AstroDoraische Nachricbten, Bd. I. S. 307. September 1822.]
Heute Abend habe ich den von Ga.mhard am !(>. Julius und von
Bouvaud am 20. Julius bei dem Stern & im Cephcus entdeckton Kometen
im Kopf des Drachen gesehen. Er stand zwischen f und ;-, dem ersten
Stern viel näher, um 9J Uhr, etwa in 267f -<ff mit 50 J" nördlicher
Deklination. Er muss sehr an Licht zugenommen haben; denn er war
lichtstärker, als der HAUj-.v'sche Nebelfleck im Iferkide.^, und, wenn man
seinen Ort wusste, eben mit blossen Augen zu erkennen.
?(). Ueber den Kometen vom Juli 1822.
Aus einem Schreiben vom 12. September 1822.
[Schamacher's AstronomiRcho Nachrichten. Bd. I, S. 830—340 Septemlior 1822.)
.... Sie erhalten hier meine bisherigen Beobachtungen. Sollte
sich künftig finden, dass die Bahn dieses Kometen von einer Parabel
1822.
Mittl. Bremer Zeit
Aug.
27.
12" 15'
31"
n
29.
11" 54'
40"
Sept.
1.
10" 45'
27"
))
1.
12" 16'
2"
n
2.
11" 18'
37"
!)
4.
11" 31'
15"
)j
6.
9" 19'
55"
r)
6.
11" 22'
18"
»
6.
11" 33'
5"
«
7.
11" 28'
2"
n
10.
10" 43'
4"
11
11.
8" 53'
30"
Scheinb.
Dekliu.
430 50'
32" N.
40° 22'
35" ,
35" 12'
12" ,.
350 5'
51" „
330 24'
10" ,.
29« 58'
10" „
26° 32'
35" ,.
24" 52'
38" „
20" 5'
56" „
18" 40'
13" „
76. Ueber den Kometen vom Juli 1822. 375
abweicht, so werde ich die Original-Beobachtung-en bekannt machen;
bis dahin mag es mit den reducirten Oertern genug sein. ^\'enn mehrere
Bestimmungen an einem Tage vorkommen, so gründen sie sich auf Ver-
gleichungen mit verschiedenen Sternen.
Scheinb. uit
257" 57' 42"
255" 58' 3"
253" 28' 4"
253" 25' 32"
252" 42' 34"
251" 22' 6"
250" 14' 38"
250" 12' 11"
250" 11' 54"
249" 39' 59"
248" 15' 46"
247" 52' 29"
Herr Professor Haeding hat mir folgende frühere Beobachtungen
geschickt:
1822. Mittl. Göttinger Zeit Scheinb. AI Scheinb. Dekliu.
Aug. 21. 12" 21' 42" 265" 55' 9" 53" 44' 45" N.
„ 22. 12" 53' 6" 264" 20' 13.8" 52" 12' 7" „
Sehr angenehm waren mir die von Herrn Hansen berechneten
Elemente. Sie scheinen schon sehr genähert, was sowohl die Schärfe
der Eechnung, als die grosse Genauigkeit Ihrer Beobachtungen beweist,
da die Zwischenzeit nur vier Tage ist. Früher hatte ich schon aus
den Beobachtungen des August, um die künftigen Erscheinungen des
Kometen im Allgemeinen übersehen zu können, die Bahn ohne Anwen-
dung aller Korrektion beiläufig zu bestimmen gesucht und gefunden:
Zeit des Perihels 1822 Okt. 23. 4" 20' mittl. Bremer Zeit.
Länge des Perihels . . =272" 31'
Länge des ft . . . . = 92" 27'
Neigung = 52" 37'
logg = 0,062 89
Die Bewegung rückläufig.
Ich sehe den Kometen jetzt ganz gut mit blossen Augen, würde
ihn aber damit nicht als Kometen erkennen. Der Schweif wird täglich
sichtbarer, ist aber doch noch immer sehr dünn und auch im Feauen-
HOFEE'schen Kometensucher nicht über 2J^" zu verfolgen.
376 Kometen.
77. Ueber den Kometen Tom Juli 1822.
Auszug aus einem Briefe.
[Sctanmacber's Astronomische Xachrichtea, Bd. 1, S. 347 — 350. Septeinber 1822 ]
Ich habe in meiner Beobachtung A'om 4. September und deren
Eeduktion keinen Fehler entdecken können. Der Komet wurde mit
einem Stern c der Hldoire a'leste verglichen, der p. Iü7 so vurkommt:
bO Herkules 16" 42' 0,7" 18" 39' 3"
c It]!' 42' 31,5" 18« 51' 5"
Ich würde 50 Herkules gewählt haben, aber dieser stand für die
Deklination nicht gut. Die Yergleichung mit c gab nun folgendes in
Zeiten der l'hr:
11''56' 7" DerKom.folgtaufc l'15,0"istnördl.
1 Oh 4' 1 o"
12" 9' 59" „ „
12" 16' 85" „ „ „
12" 24' 40" „ „ „
12" 31' 4" „ „ „
1 2" 37' 13" „ „ „
Also im Mittel 12" 14' 56" „ „ „ ., + l'12,9"
„ „ „ 12" 17' 18" „ „ ' „ „ +2' 57,0"
Meine Uhr ging 43' 41" der mittleren Zeit vor. — Sollte vielleicht
in der Histoire a'leste ein Druckfehler sein?
Ich setze meine seitdem erhaltenen Beobachtungen hier her:
Scheinb. ^-ß Scheinb. nördl. Deklin.
247" 29' 49" _ _ _
247" 29' 7" 17" 10' 40"
247" 6' 52" 15" 41' 43"
246" 46' 19" 14" 14' 38"
246" 26' 57" 12" 50' 52"
246" 8' 39" 11" 28' 3"
245" 50' 2,7" —
245" :?:V 17": 8" 43' 50"
Mit Vergnügen sehe ich, dass die verbes.serten Elemente des Herrn
Hanskx noch näher mit meinen vorläufig bestimmten übereinkommen.
Ich setze sie hier deswegen nochmals mit den Sekunden, wie sie die
Rechnung gab, und zugleich Elemente her, die Herr Schnüki,kin, ein
junger Mathematiker in Göttingen, berechnet hat.
1'13,0" „
J!
+ 3' 53,3"
1'12,5" „
))
+ 3' 13,8"
1'12,0" „
?!
+ 3' 4,0"
1'13,0" „
»
+ 2' 34,1"
)>
„
+ 1' 59,6"
1'11,5" „
!)
1822.
Mittle
;re Bremer Zeit
Sept.
12.
8" 16' 1"
jj
12.
8" 39' 1"
!)
13.
8" 35' 4"
))
14.
8" 32' 54"
??
15.
8" 16' 2"
))
10.
8" 9' 22"
»
17.
9" 18' 9"
)»
18.
9" 29' 0"
78. Auszug' aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend. 377
Zeit des Periliels Oktober 23. 4'' 20' 21" mittl. Bremer Zeit.
Länge de.s Perihels . . = 272" 30' 58"
Länge des ft . . . . = 92** 27' 19"-
Neigung der Bahn . . = 52° 36' 45"
Log. q = 0,062 892
Bewegung rückläufig.
Zeit des Periliels Oktober 23. 6'» 35' 55" mittl. Göttinger Zeit.
Länge des Perihels . . = 212^ 19' 40"
Länge des ft . . . . = 92° 28' 2"
Neigung der Bahn . . = 52» 32' 51"
Log. (i = 0,061 820
Bewegung rückläufig.
Diese doch immer nahe Uebereinstimmung der drei Bahnen sollte
fast vermuthen lassen, dass die wahre Bahn nicht sehr von der Parabel
abweichen werde.
Es ist mir befremdend, dass wir über die Wiederauffindung von
Encke's Kometen vom Kap noch keine Nachrichten haben. Wenigstens
sind sie jetzt posttäglich zu erwarten. Sollten Sie eher etwas darüber
hören, als ich, so haben Sie gewiss die Gewogenheit, mich davon zu
benachrichtigen. Die letzten vom Vorgebirge der guten Hoffnung in
England angekommenen Schiffe waren den 23. und 24. Junius von dort
abgesegelt.
78. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822
beti'elfend.
[ScUnmacher's Astronomische KacLricliteii. Bd. I, Ö. 365. Oktober 1822.]
Es ist zu bedauern, dass die Beobachtungen des Kometen, ausser
Paris, Marseille und Italien, in Deutschland und England erst so
spät anfangen, welches lediglich dem zuzuschreiben ist, dass Herrn
PoNs' Ankündigung hier nicht bekannt wurde, und Herrn Bouvaru's
seine so ungenügend und unvollständig war. Herr Pons zeigte, wie
es sich gehört, an, er habe am 13. Julius den Kometen in der Cassio-
peja in 2° yE und 62" nördlicher Deklination entdeckt. Sein Lauf
sei gegen das Scepter des Cepheus gerichtet u. s. w. Herr Bouvaed
hingegen gab gar nichts über die Richtung und die Geschwindigkeit
des Laufes des Kometen an, ein Verfahren, das um so weniger zu
billigen ist, da auch seine Ankündigungen der anderen beiden, in diesem
378 Kometen.
Jahr sichtbar gewesenen Kometen, des von Gambard im Fuhrmann und
von PüNS in den Fischen entdeckten Kometen so unvollständig waren,
dass sie anderen Astronomen die Auffindung sehr erschweren mussten.
Ich füge meine Beobachtungen seit dem 18. hinzu:
1822. Mittl. Bremer Zeit M Deklination
Sept. 18. 9" 29' 0" 245» 33' 17" +8« 43' 50"
„ 19. S"- 2' 13" 245« 18' 47": —
„ 20. 7" 53' 54" 245« 4' 31" -f 6" 17' 18"
„ 20. 8'' 31' 50" 245« 4' 11" +6« 15' 30"
„ 21. 7" 49' 42" 244« 50' 37" +5« 4' 47"
„ 22. 7" 35' 27" 244« 37' 42" + 3« 54' 24"
,, 22. 7" 49' 41" 244« — — + 3« 53' 40"
„ 25. 7'' 36' 30" 244« 2' 52" + 0« 32' 27"
,. 25. 7'' 59' 40" 244« 2' 30" + 0« 31' 55"
79. Auszug aus eineui Briefe, deu Kometeu vom Juli 1822
betreffend.
ISi-humacher's AstronoiuUcIie Nacliiichlen, Bd. 1, S. 367—372. Oktober 1832.]
Bremen, den 3. Oktober 1822.
Das Wetter ist seit meinem letzten Schreiben den Kometen-
beobachtungen gar niclit günstig gewesen, und seit dem 2f^. September
habe ich ihn nur einmal am 1. Oktober auf einen Augenblick gesehen.
Hier, was ich erhalten habe:
Sept. 26. 8^ 29' 21" 243« 52' 23": — 0« 33' 31": einz. Vergl.
„ 27. 7" 3' 53" 243" 42' 49" — 1« 31' 3G" „
28. 7'' 16' 18" 243« 33' 20" — 2« 32' 34"
Am 26. und 27. erlaubte die ungünstige Witterung jedes Mal nur
eine einzige Beobachtung anzustellen. Am 28. war es sehr heiter.
Der Komet wurde mit vier Stei-nen der Ilistoire Celeste verglichen, die
j).347 so vorkommen:
a) 16'- 15' 31" 50« 48' 38"
h) IG»- 15' 43" 50« 47' 33"
c) IG" 16' 48" 51« 19' 17"
d) IG»- IG' 50" 51« 13' 49"
Die Beobachtungen ergaben sogleich einen Druckfehler in der
Histoire Celeste. Bei den beiden ersten Sternen muss niinilich statt
79. Auszug- aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend. 379
15', 14' gelesen werden. Wahrscheiulicli bedarf auch der vorhergehende
Stern 16^ 14' 57" dieser Korrektion von einer Zeitminute.
Herrn Hansen's verbesserte Bahn stimmt noch ganz vortreif lieh mit
den Beobachtungen, höchstens scheint sie den 26., 27. und 28. September
den Kometen etwa 30" bis 40" zu nördlich zu geben. Ich wünsche mir
recht sehi- bald wieder heiteres Wetter, um zu sehen, ob diese kleine
Abweichung sich bestätigt oder gar zunimmt. Es war bei dieser grossen
üebereinstimmung Ihrer und meiner Beobachtungen mit der Parabel
kaum zu erwarten, dass Encke, wie ich höre, aber nicht von ihm selbst
weiss, von Beobachtungen des Julius und früheren im August unter-
stützt, eine sehr von der Parabel abweichende Ellipse für unseren
Kometen gefunden haben soll.
Ich erlaube mir noch ein paar Bemerkungen zu Ihren Beobach-
tungen, die Ihnen ^^elleicht nicht unangenehm sein werden. Bei der
Ortsbestimmung des 12. September sagen Sie: „Es fand sich, dass in
dieser Zone kein PiAzzi'scher Stern beobachtet war" u. s. w. Dies ist
nicht der Fall. Sie selbst haben vielmehr den Kometen unmittelbar
mit zwei PiAzzi'schen Sternen verglichen. Die beiden Sterne der
Histoire Celeste nämlich:
16" 26' 15,3" 31» 17' 15"
16" 26' 15,5" 81« 19' 51"
sind die beiden PiAzzi'schen
H. XVI No. 125 246" 37' 10.5" 17» 28' 48,7"
„ „ „ 126 246° 37' 14,1" 17» 31' 24,3"
Den Stern a am 13. September habe auch ich mit gebraucht, weil
ich ihn irrig für den PiAzzi'schen H. XVI No. 134 hielt, der weit un-
scheinbarer nördlich folgt. "Wie ich meinen Irrthum bemerkte, war es
mir auffallend, dass Piazzi und La Lakde einen so schönen Stern
7. Grösse unbeobachtet gelassen hatten, da sie doch mehrere viel kleinere
Sterne derselben Gegend bestimmten. Schon dachte ich an einen ver-
änderlichen oder gar neuen Stern, als mich PiAzzfs Anmerkung zu
eben diesem Stern No. 134: ,.35" temporis alia septimae magnitudinis
praecedlt 13' ad austrum" anders belehi'te. Dies ist offenbar unser
Stern a, der allerdings genauer bestimmt zu werden verdiente.
Der am 14. September verglichene Stern
16" 28' 6,7" 34» 42' 12"
ist PiAzzi H. XVI No. 136. Unter den am 15. September verglichenen
Sternen ist der dritte
16" 31' 4,5" 36» 0' 46"
der PiAzzi'sche Stern H. XVI No. 154.
oyO Kometeu.
Bei dieser Gelegenheit ist ein Wunsch wieder bei mir lebhaft ge-
worden, den ich schon lange gehegt und auch wohl geäussert habe.
Ich wünschte mir nämlich einen Handatlas, der blos die l'i.vzzi'schen
Sterne, aber diese auch alle enthielte. Man übersieht wirklich leicht
im Verzeichniss einen zu seinem Vorhaben sehr brauchbaren Stern, der
in einer Karte gleich in die .\ugen fallen würde. Der ganze Atlas
brauchte nur aus fünf Karten nach Art der DoppELMAYER'schen, oder
noch kunstloser und doch zweckmässiger nach Art der fünf Karten, die
Westphal seiner Astrognosie beigefügt hat, zu bestehen. Auch könnten
sie, wie diese, des wohlfeileren Preises wegen in Steindruck sein, nur
grösser, weil Westphal sich mit den PiAzzi'schen Sternen bis zur
6. Grösse, etwa 2800, begnügte. — Gäbe dann der würdige Piazzi die
Erlaubniss, dass sein in Deutschland noch immer so seltenes und so
schwer zu erlialtendes neues Sternverzeichniss als Beilage wieder mit
abgedruckt würde, so möchte dieser Atlas mit dem Verzeichnisse für
alle Astronomen ein höchst schätzbares Werk werden, ein A\'erk, dessen
Werth noch mehr erhöht werden könnte, wenn deutscher Fleiss sich
die Mühe nehmen wollte, alle Sterne auf 1825 oder 1830 zu reduciren.
Denn die Epoche 1800 ist jetzt schon so entfernt von uns, dass man,
wenn man etwas Genaues haben will, mit der für 1800 angesetzten
Variation nicht mehr ausreicht, sondern nach Hessel's Vorschriften,
wenn Bkadley dieselben Sterne beobachtet hat, verfahren oder die
jährliche Präcession für die Mitte des von 1800 verflossenen Zeitraumes
berechnen muss.
80. Auszug aus einem Briefe, tleu Koiueteii vom Juli 1822
betreffend.
[Scbainacher'a Astranomiiiclie Nu:hrirhteii. Ild. I. S. .S95-Ü98. Oktober 1832.]
Bremen, den 12. Oktober 1822.
Seit dem 28. September hat die Witterung die Beobachtung des
Kometen nicht begünstigt. Auch auf heitere Tage folgten dunkele
Abende; wenigstens blieb gerade der Abendhorizont und die Gegend,
W(i der Komet stand, bedeckt. Ich liabe deswegen nur folgende He-
stiinmungen machen können:
Oktober 4.
6'' 4!»'
10"
242« 47'
27":
— —
—
" \-
?'■ C
55"
242« 47'
7":
— 8« 1'
50":
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7» Kl'
18"
242« 41'
18":
— 8« 5:r
26":
„ ß-
7'' 3'
7"
242« 34'
54"
— 9« 41'
42"
„ 10.
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11"
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•">(
— 12" IC'
l.V
80. Auszug aus einem Briefe, den Kometen vom Juli 1822 betreffend. 381
Am 4. war es so dunstig, dass mit blossem Auge gar kein Stern am
niederen westlichen Himmel, auch der Komet kaum im Kometensucher
zu sehen war. In meinem grossen, so lichtstarken Dollond war er doch
gut zu erkennen, nur die Ein- und Austritte schwer zu beobachten.
Er wurde dreimal mit v Ophluclii und einmal mit Piazzi A. XF/ No. 58
verglichen: in den Resultaten zeigte sich einige Unregelmässigkeit. Am
5. Oktober klärte sich die Luft erst kurz vorher auf einen Augenblick
auf, wie der Komet mir hinter dem Schornstein eines Hauses verschwin-
den wollte, und ich konnte ihn nur einmal mit dem erwähnten ö8. Stern
von PiAzzi vergleichen. — Die Beobachtungen vom 6. und 10. Oktober
scheinen gut, jede beruht auf vier Vergleichungen. Auch gestern am
11. Oktober glückte es mir, den Kometen schon in heller Dämmerung
früh mit dem Dollond zu finden, und so sechs Mal, wie ich glaube, gut
zu beobachten. Die Beobachtungen sind aber noch nicht reducirt, wozu,
weil auf Refraktion Rücksicht genommen werden muss, einige Zeit
gehört.
Auch habe ich am 10. Oktober die Deklination des Sterns der
Histoire Celeste:
U^ 42' 31,5", Z. D. = 18" 51' .5",
mit dem ich den Kometen am 4. September verglichen hatte, näher
untersucht. Ich fand diesen Stern
durch 48 Herkulis 2' 7"
durch den Stern der Hist. cel. Z. D. = 18« 56' 20" 2' 5"
— iqo 2«' 12" 2' 1-?"
also im Mittel 2' 8" südlicher, als ihn die Histoire Celeste angiebt. Ge-
wiss ist also in der Histoire Celeste 18" 53' 5" statt 18" 51' 5" zu
lesen. Folglich ist die Deklination des Kometen am 4. September statt
29" 58' 10", auf 29" 56' 2" zu setzen.
Die elliptischen Elemente unseres trefflichen Excke habe ich er-
halten. Ich bin begierig zu sehen, ob, und welche Veränderungen durch
die letzten Beobachtungen in diese Elemente kommen, und wie enge
sich die Grenzen der Umlaufszeit bestimmen lassen werden. In Mar-
seille wird man hoffentlich den Kometen bis nahe an sein Perihelium
beobachten können. Aber sehr wäre es zu wünschen, dass Rümker in
Neu- Süd-Wallis unseren Kometen erblickt haben möge. Dort würde er
ihn auch in dem anderen Zweig seiner Bahn bis zum März verfolgen
können.
382 Kometeu.
81. Auszug aus einem Briefe, den Kometen Yom Juli 1822
betreffend.
[Schumat-lier's AstrODomische Nachrichten. Bd. I, S. 421, 423. November 1822.]
Hier meine beiden letzten Beobachtungen des Kometen. Die vom
1 1 . Oktober beruht auf sechs Vergleichungen mit dem Stern der Histoire
Celeste, p. 346:
1(3" 6' 53,4" Gl" .39' 10".
Die Reduktion der gut unter sich stimmenden Beobachtungen ist
mit gehöriger Rücksicht auf Refraktion gemacht.
Am 12. und 13. war es trübe. Aber am 14. fand icli den Ko-
meten nocli in der hellen Dämmerung. Es war nocli nicht mög-
lich, irgend einen näheren Stern der Histoire celestc zu erkennen,
und doch keine Zeit zu verlieren, weil der Komet mir, bei nicht ganz
freiem Horizonte, gleich untergehen wollte. Ich Hess also den Kometen
durchgehen, das Fernrohr un verrückt stellen, und erwartete nun den
Stern /; Ophiuchi, der nahe auf dem Parallel des Kometen sein musste.
Ich fand den Kometen 0'' 52' l.-),5" in Zeit (13" 5' 59,3" im Bogen
nach dem damaligen Gang meiner Ulir) vorgehend, und 3' 26,6" siid-
liclier. In so fern einer einzelnen Vergleiclning zu trauen ist, halte ich
die Beobachtung nicht für schlecht: auf Refraktion ist indessen keine
Rücksicht genommen; weil diese, da Stern und Komet so nahe auf
einem Parallel waren, nur sehr unbedeutende Korrektionen geben kann.
Okt. 11. a^ 38' 37" 242" 9' 3G" — 13" 29' 58"
„ 14. 6" 33' 44" 241" 57' 23" — 15" 33' 17"
Am 15. und Iti. war es trübe und nun der Komet mir nicht mehr
sichtbar.')
82. Auszug aus ciueui Briefe, deu Encke'sciien Kouieteu
l»e( reifend.
Bremen, 12. März 1822.
[Schnniacber*8 Antronomische Nachricliten, Hd. I, S. 1G7 — 170. 5Iäns 1822.]
Meine Bemühungen, den ENCKE'schen Kometen zu finden, sind ganz
fruchtlos gewesen. Im vergangenen November, Deceniber und Januar
') Die reducirten Beobachtungen dieses diitten Kometen von 1822 sind im
Antrononmchen Jahrbuch für 1826, p. 159 — Ißl. nocliiimls zusainmen gestellt. Sie
unterscheiden sich von den hier gegebenen vor allem dadurch, dass die Zeitwertlie
geuaner für Stand verbessert sind. Seil.
82. Auszug aus einem Briefe, den Encke'schen Kometen betreffend. 383
war durch meinen fünffüssigen Dollond, wenigstens mit meinen alternden
Allgen, auch bei dem heitersten Wetter, keine Spur davon zu sehen.
Im Februar vereitelte alle Nachforschungen die glänzende Venus, die,
da sie der Stelle, wo der Komet zu suchen war, auf ein paar Grade
nahe stand, das Feld des Fernrohrs schon zu sehr erhellte, um einen
so blassen Schimmer, wie ihn der Komet damals haben konnte, sichtbar
werden zu lassen.
Ich habe nicht gehört, dass irgend ein anderer Astronom glück-
licher gewesen ist, als ich, und so ist für uns Nord-Europäer alle Hoff-
nung verloren, den ENCKE'schen Kometen bei seiner diesmaligen Wieder-
kunft zu sehen. Aber im Süden von Europa darf man diese Hoffnung
noch nicht aufgeben. Nur durch ein kleines Versehen sagt unser hoch-
verdienter Professor Escke (Astronomisches Jahrbuch für 1823, p. 220):
Anfangs Juni gehe der Komet zugleich mit der Sonne unter. Man
braucht nur einen Blick auf die von diesem vortrefflichen Astronomen
selbst berechnete Ephemeride zu werfen, um zu sehen, dass die östliche
Elongation des Kometen von der Sonne nach dem zweiten Drittel des
April immer wieder zunimmt und gegen Ende Mai völlig so gross wird,
wie die grösste Elongation des Merkurs in seinen mittleren Distanzen
zu sein pflegt. Am 24. Mai, dem Tage der Sonnennähe, ist diese Elon-
gation schon auf 201° in der ßektascension angewachsen, und der
Komet hat noch über 2° mehr nördliche Deklination als die Sonne.
Seine Lichtstärke wird wenigstens die eines Sternes 5. Grösse und seine
Helligkeit mehr als 3|- Mal grösser sein, wie sie am 5. Januar 1819
war. Unter unseren Polhöhen wird er nun freilich der hellen Dämmerung
wegen, in der er untergeht, nicht zusehen sein: die Sonne vertieft sich
zu langsam unter unserem Horizont. Aber auf den südlichen Stern-
warten, z. B. zu Marseille, la Marlia, Florenz, Neapel und besonders
zu Palermo, wird er sich hoffentlich einem gut bewaffneten und sorg-
fältig forschenden Auge nicht entziehen, wenn ein freier und heiterer
Horizont diese Nachforschungen begünstigt. Es ist sehr zu wünschen,
dass die Astronomen des südlichen Frankreichs und Italiens diese Auf-
suchung des Kometen nicht versäumen mögen, sonst wird unsere Un-
geduld nicht allein noch sehr lange auf Nachrichten über die Wieder-
kunft des ExcKE'schen Kometen vom Kap oder Neuholland warten müssen,
sondern auch gerade die Beobachtungen, die sich wahrscheinlich in Italien
im Mai in der Nähe des Perihels machen lassen, wenn er auf der süd-
lichen Halbkugel unserer Erde noch gar nicht gesehen werden kann,
müssen auch für die scharfe Bestimmung der diesmaligen Bahn wich-
tig sein.
384 Kometen.
83. Auszug; aus einem Sclireibou, die Auffiiiduu!»; des
Eucke'sclien Kometen im Jahre 1822 betrett'eud.
Bremen 1823, Februar 4.
[Schumacher's AstroDoroische Nadiricliten, Bd. II, S. 7, 8. Februar 1S23.]
Endlich habe ich das Vergnügen, Ihnen anzuzeigen, dass unser
EüMKER zu Paramatta den 'E'scky' sehen Kometen gläcldich nufr/efunden
hat. Zu meiner grossen Freude erhielt ich nämlich gestern, durcli die
gütige Besorgung eines Freundes in London, einen Brief von Rümkeh
über Calais, auf den ich sonst, da der gewöhnliche Postenlauf über
Cuxhaven schon so lange unterbrochen ist, noch wohl lange hätte warten
müssen. Ich eile, Ihnen daraus Alles, was den Kometen betrifft, wört-
lich und vollständig mitzutheilen, und verspare den übrigen Inlialt auf
eine andere Gelegenheit.
„Encke's Kometen, schreibt Herr Rümker, sah ich nicht früher,
wie am 2. Junius 1822. Ich tlieile Ihnen hier meine Beobachtungen
desselben mit, in der TJeberzeugung, dass diese so genau sind, wie die
Oerter der verglichenen Sterne. Diese sind zum Theil aus Pi\zzi,
mehrentheils aber aus der Histoire Celeste gezogen und reducirt. Hier-
über ein Mehreres mit einer sicheren Gelegenheit.
Stemzeit
Mittl. v/i'
Mittl. Dekl
n.
Junius 2.
10"
39'
25"
92« 48' 51,3"
17" 39' 46,.3"1
S'ordl.
)!
3.
11"
—
—
93» 46' 20,7"
16" 53' 7,.5"
„
)!
4.
ll"
3'
0"
94" 46' 0,(1"
16" 4' 36,7"
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11"
7'
38"
96" 42' 11,6"
14" 22' 42,0"
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7.
11"
3'
10"
97" 38' 15"
13" 26' 5"
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8.
11"
17'
25"
98" 33' 47,7"
12" 31' 18,6"
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10.
11"
20'
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100» 24' 43,8"
10" 29' 49,5"
»
11.
11"
24'
39"
101" 19' 44,5"
9" 26' 4,6"
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12.
11"
40'
0"
102" 17' 52'
8" 18' 30"
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13.
11"
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4"
103" 15' 2"
7" 6' 30"
n
r
14.
11"
55'
0"
104" 15' 40"
5" 52' 27"
„
J?
15.
11"
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48"
105" 17' 0,5"
4" 33' 40"
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13'
38"
109" 54' 36,4"
1" 29' 43,7"
Südl.
»
20.
12"
16'
53"
111" 14' 26,9"
3" 14' 29,1"
»
22.
13"
18'
46"
114"12'20,.5"
7" 8' —
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)J
23.
12"
53'
55"
115" 47' 41,7"
9" 9' 48,4"
..
Nach dem
23
. war
das Mondlicht zu stark,
und nacli dem
Voll-
nionde der Komet
zu lichtschwach, als dass icii
Im weiter beobachten
84. Bericlitigung zur vorigen Nummer. 385
konnte. Haben Sie die Güte, dem Herrn Professor Encke diese Be-
obachtungen mit meinem Kompliment mitziitheilen."
So weit Herr Rüjikek. Für mittlere uR und Deklination soll
wahrscheinlich scheinbare stehen. Es ist schade, dass Rümkee, der
den Kometen so unerwartet früh auffand, ihn nicht auch noch nach
dem Mondschein im Julius verfolgen konnte. Der Theorie nach hätte
der Komet noch im Julius augenfällig genug bleiben müssen. Freilich
zeigen die Kometen in ihrer Lichtstärke oft sonderbare Anomalien;
aber vielleicht Hess sich doch unser Freund zu bald abschrecken. In-
dessen würden die Beobachtungen des Julius doch wohl nicht die Ge-
nauigkeit gehabt haben, die die hier mitgetheilten zu haben scheinen.
So ist also die grosse, die wichtige Entdeckung des trefflichen
Encke völlig bestätigt! Dieser bewundernswürdige Rechner hat die
Bahn des Kometen so genau bestimmt, dass Rümkee's Beobachtungen
von seiner, auf das erste System von Elementen gegründeten Epheme-
ride nur sehr wenig abweichen. Encke hielt mit Recht dieses erste
System, das die Zeit der Sonnennähe auf den 24. Mai 1822 0'' mittlere
Seeherger Zeit setzte, für das wahrscheinlichste. Die aus den Beobach-
tungen folgende Zeit dieser Sonnennähe wird wohl kaum drei Stunden
später eintreffen. Ein wahrer glorreicher Triumph für die neuere
Astronomie !
Mit A^erlangen können wir doch Rümker's nächsten Briefen ent-
gegensehen, die, wie ich hoffe, seine Originalbeobachtungen des Kometen
enthalten werden. — Diesen ENCKE'schen Kometen 1825 wieder zu
sehen, wird zwar schwierig, aber nicht unmöglich sein.
84. Bericlitigimg zur vorigen Xuminer.
[Schnmacher's Astronomische Nachrichten, Bd. IT, S. 79. April 1822.]
Meine Voraussetzung, dass Rümker die von ihm beobachteten
Rektascensionen und Deklinationen nur durch einen Schreibfehler mitt-
lere statt scheinbare überschrieben habe, scheint irrig, da Rümkeb die-
selbe Benennung auch in einem Briefe an den Herrn Hofrath Gauss
gebraucht. Ich bin nun überzeugt, dass Rümkee durch „mittlere Rekt-
ascension", „mittlere Deklination" die im Mittel aus allen an jedem
Tage angestellten Beobachtungen folgende scheinbare Position des Ko-
meten bezeichnet hat.
Olbers I 25
386 Kometen.
85. Aus einem Schreiben, die AViederauffiiuliiug des Eiieke'-
selieii Kometen üii Jalu'e 1822 betreffend.
Vom 7. Mai 1823.
[Astionomisebes Jahrbuch für 18äG, S. 157 --158.]
So lange Sie Ihr klassisches Jahrbuch herausgeben, werde ich nicht
aufhören, Ihnen einiges für die augehängte Sammlung astronomischer
Beobachtungen und Aufsätze niitzutheilen. Ich lege hier eine kleine
Abhandlung bei. wenn Sie dieselbe der Aufualirae werth halten.') Auch
habe ich schon im vorigen Herbst Herrn Professor Enxke gebeten,
meine ihm eingesandten Originalbeobachtuugen des dritten Kometen
von 1822, nachdem er Gebrauch davon gemacht, Ihnen für Ihr Jahr-
buch zu schicken. Sie sind vollständiger und korrekter, als wie sie
in Sciitmacheh's astronomischen Nachrichten abgedruckt waren.
Wie sehr mich unseres Rümker's glückliche Wiederauffindung des
ENCKE'schen Kunieten gefreut hat, brauche ich wohl nicht zu sagen.
Die Genauigkeit, mit der Excke die im Jahr 1S22 Statt gefundene Er-
scheinung des Kometen im Voraus berechnet hat, ist wirklich zum Er-
staunen. Die voraus bestimmten Elemente bedürfen nach Kimkek's
Beobachtungen nur ganz unbedeutender Korrektionen. Glücklicher
Weise fällt im Jahre 1825 das Perihelium später, als nach der mittleren
Umlaufszeit, erst auf den 16. September, und so werden wir 1825 am
Ende des Julius und den ganzen August hindurch zwar klein und nur
durch gute Fernrühre, aber doch höchst wahrscheinlich, den ExcKE'schen
Kometen beobachten können, währenddem er vom südlichen Theil des
Fuhrmanns durch die Zwillinge bis zum Löwen läuft. — Im Jahre 1828
wird er vortrettlich, ungefähr so wie 1795 zu sehen sein.
Die nächste Sonnenfinsterniss am 8. Julius dieses Jahres wird den
Tafeln nach hier in Bremen nicht zu sehen sein. Meiner Rechnung
nach ist die kleinste Entfernung der Mittelpunkte der Sonne und des
Mondes um G'' 4' 7" Morgens wahrer Zeit, und bleibt dann der süd-
liche Rand des Mondes noch 9,3" vom nördlichen Sonnenrand entfernt
Die Linie, die beide Mittelpunkte mit einander verbindet, macht einen
^\'iukel von 45" gegen Osten mit dem Vertikal.
Auch die Sonnenfinsterniss von 1826 den 29. November habe ich
für Bremen berechnet. Ich finde
') Es ist dies die Abliandluii^: .,Ueher die Durchsichtiykeit des M'dtraums" die
tliiter No. 9 S. 133 ff. abfjcilruckt ist. ScH.
86. Brief, den Kometen vom December 1823 betreffend. 387
Anfang der Finsterniss zu Bremen um lO"" 43' 53" Morgens W. Z.
Grösste Verfinsterung 11'' 52' 28" „
Grösse 7^ 10'
Ende der Finsterniss 0'' 59' 56" Nachm.
Gewöhnlich pflegt aber im November jede Finsterniss der Witte-
rung wegen für uns unsichtbar zu sein.
86. Brief, den Kometen Tom Deceml)er 1823 betreffend.
(f-chumacher's Astrouomiscbe Nacbrichten, Bd. 11, Cirk. zu No. 48.]
Bremen, den 5. Januar 1824.
Ich eile, Ihnen eine gestern Abend mit der Post von der Güte
des Herrn Professor ton Münchow in Bonn erhaltene Nachricht hier
unten sogleich mitzutheilen. Obgleich mir selbst die Sichtbarkeit dieses
Kometen schon am 1. Januar aus den englischen Zeitungsblättern und
der Börsenhalle bekannt war, habe ich den Fremdling doch des stets
bewölkten Himmels wegen erst diesen Morgen um 64- Uhr, wie es sich
unvollkommen aufgeheitert hatte, sehen können. Zwischen Wolken und
bei etwas dunstiger Luft schien er doch die Lichtstärke eines Sterns
dritter Grösse und einen Schweif von wenigstens 5° zu haben. Er
stand im Herkules zwischen ß und No. 54, höchst beiläufig in 250"^
und 201" nördlicher Deklination. Im Fernrohr zeigte er einen scharf
begrenzten lichten Kern im dünnen Nebel. Ich habe ihn mit zwei
kleinen Sternen nur einmal vergleichen können, von denen ich hoffent-
lich den einen in der Histdre Celeste finden werde; denn es war mir
bei der wolkigen Luft und schon beträchtlicher Dämmerung nicht
möglich, sie jetzt zu erkennen. Der Komet ist also rückläufig, und
geht nach Norden. Wahrscheinlich werden wir ihn noch eine geraume
Zeit sehen können, obgleich sein Licht vermuthlich schon sehr ab-
genommen hat, und immer mehr abnehmen wird, weil er sich von der
Sonne entfernt.
25*
388 Kometen.
87. Auszug aus einem Briefe, deu Kometen Tom I)eceml)er
1823 beü-effeud.
Bremen 182-1, Januar 12.
[SchttiDacher^s Astronomische NaelirichteD, Rd. II. ä. 469. Januar 1821.]
Der Komet war vorige Nacht, ungeachtet des starken Jlond Scheins,
mit blossen Augen noch gut zu erkennen; aber der Kern war bei weitem
nicht so hell, und so begrenzt, wie die ersten Tage. Ich habe ihn
6 Mal mit No. 23 und No. 26 Herhdis und zwei Sternen der Histoire
Celeste verglichen. Im Mittel folgt aus den Beobachtungen, dass der
Komet
Januar 11. li*" 26' 55" mittl. Zeit in Bremen dem Stern 26 IlcrkuUs
r 52,7" in Zeit folgte, und 27' 54" südlicher war.
Den Stern gehörig zu reduciren, hat es mir noch an Zeit gefehlt.
Die Pariser Beobachtung:
Jan. 1. 17'' 54' 38" mittl. Par. Zeit ^ = 252« 1' 55" 5 = + 15n6'33"
wird Ihnen schon bekannt sein.
88. Auszug aus eiuem Briefe.
Bremen 1824, Januar 10.
[Schnmacher's Astronomische Nachrichten, Bd. II. S. 479 .Tauuar 18:24.]
In der Ihnen schon mitgetheilten, noch nicht reducii-ten Beobach-
tung vom 11. Januar war in der Zeit ein Versehen; seitdem habe ich
den Kometen nur wieder einmal am 15. Januar Alorgens vier Mal mit
vier Sternen der Histoire Celeste vergleichen können. Die beiden Be-
obachtungen stehen gehörig reducirt so:
1824. Mittl. Bremer Zeit -42 6
Jan. 11. 14" 22' 40" 245» 47' 15" 32" 37' 30"
„ 14. IS" 56' 37" 242" 30' 22" 39" 34' 53"
Unser Ri^jrKEii muss diesen Kometen im November 1823 notli-
wendig gesehen haben, wie er von den Vorderfiissen des Centaurs, längs
dem Rücken des AVolfes hin, zum Skorpion und zu seiner Sonnennähe
89. Auszug aiw einem Briefe, den Kometen vom December 1823 betreffend. 389
ging. Er wird ans dem Herkules durch den Mauerquadranten, den
Schweif des Drachen und den Kopf des grossen Bären bis zum Luchs
laufen, und uns in diesem Sternbilde gegen Ende des Februar ver-
schwinden.
Schwerlich werde ich für's Erste viele Mühe auf die Beobachtung
des Kometen weiter verwenden, da er nun auf allen Sternwarten im
nördlichen Meridian mit Meridian-Instrumenten beobachtet werden kann,
so dass Kreismikrometer-Beobachtungeu ganz nutzlos sind. Aber wenn
er im Februar erst wieder für Meridian-Beobachtungen zu lichtschwach
wii'd, denke ich die Kreismikrometer-Beobachtungen von Neuem mit
Eifer fortzusetzen. Hotfentlich ist dann auch die Witterung günstiger.
89. Auszug aus einem Briefe, den Kometeu Toni December
1823 beü-effeud.
Bremen 1824, Januar 26.
[Schnmacher's Ästronomiscbe Nachrichten. Bd. m, S. 5 — 8. Febmar 1824.]
Zuerst von unserem Kometen. Ich habe ihn zwar seit dem 15. Januar
Morgens nicht weiter eigentlich beobachtet, aber doch eine, mir höchst
auffallende Erscheinung dabei bemerkt, die ich mich beeile, Ihnen um-
ständlich mitzutheilen.
Vom 15. an war es anhaltend des Abends und die Nacht über
trübe, bis sich der Himmel am 23. Abends endlich wieder aufklärte,
und einige Stunden sehr schön blieb. Der Komet war noch sehr gut mit
blossem Auge zu sehen, fast mitten in der Linie von a nach i Draconis,
auch traf eine Linie vom Polarstern durch ß im kleinen Bären den
Kometen. Durch schärfere, mit dem Kometeusucher genommene Aligne-
ments mit näheren kleinen Sternen, besonders 56, 59, 60 Ih-aconis nach
BoDE, bestimmte ich für 8'' 15' mittlere Zeit die ^=221" 33', die
Deklination =63'' 20'. Der Stern war undeutlicher, das Haar dichter,
der Schweif struppig, kürzer, und kaum 2|° lang. Fast wagte ich es
niciit, meinen Augen zu trauen, aber es schien mir, durch sehr ver-
schiedene Fernröhre, dass der Komet ausser seinem gewöhnlichen von
der Sonne abgekehrten Schweif auch einen gerade nach der Sonne zu-
gerichteten Schweif habe, so dass er einige Aehnlichkeit mit dem Nebel-
fleck im Gürtel der Ändromeda hatte. Dieser anomale Schweif CB
390 Kometeu.
(Fig. 1) war länger als der ordentliche CA, von C bis Z> Aiel schwächer
als der gewöhnliche von C bis E, aber von D bis B augenfälliger als
der gewöhnliche von E bis A. Ich
£__^£ r-^^^^:^:^ vermuthete freilich, dass diese Er-
^=--' "' scheinung eine Täuschung sei, etwa
durch mehrere von D bis B liegende
^ sehr kleine, nicht mehr einzeln zu
^ * ^ unterscheidende Sternlein hervorge-
...,.-©355=^=** . . bracht; aber ich konnte mich uner-
F^^^'"~i &*i *-^ achtet aller Anstrengung nicht von
^ ^ diesem vermuthlichen Grunde einer
" ^ möglichen Täuschung überzeugen, auch
'^ "" '■ schien diese schweifartige Erscheinung
während mehr als einer Stunde in derselben Lage gegen den Kometen,
der doch in dieser Zeit stark fortrückte, zu bleiben.
Gestern, am 24., heiterte sich der Himmel nach 6 Uhr Abends
wieder auf und blieb bis gegen 9 Uhr heiter. Ich halie in obiger rohen
Figur (Fig. 2) die Lage des Kometen gegen die kleinen ihn umgebenden
Sterne, die alle auf Hakding's Karte stehen, angedeutet, wie er sie um
T*" 49' mittlere Zeit hatte. Der Komet stand in der Linie fd, auch in
der Linie ah, doch war diese Linie vielleicht schon ein sehr weniges
überschritten. Der Linie nh war er schon vorbei, und die Linie gh
hatte er noch nicht erreicht. Sein doppelter Schweif war durch alle
meine Kometensucher, einen von Fkauenhofer, einen von "NN'kikahd
nach Ramsden's Konstruktion, und einen von Hofsiakn, so wie auch
SOzölliges Fernrohr von Fkauknhofer sehr deutlicli zu sehen. (Den
grossen Dollond konnte ich der Stellung des Kometen wegen von diesem
Zimmer nicht gebrauchen.) Der gewöhnliche Schweif war gegen die
Mitte der Sterne lli gerichtet. Der anomale Schweif lag nicht genau
in der verlängerten Axe des Schweifes CD, sondern machtt; mit diesem
einen sehr stumpfen Winkel nach Süden. Er war weiter zu verfolgen
als der gewöhnliche, und streckte sich nordwärts von /' bis nach F
hinaus.
Um 12'' 40' derselben Nacht hatte es sich wieder aufgeheitert,
docli blieb der Himmel dunstig. Der Komet war nahe bei dem Stern rf,
der mitten in seinem gewölinlichen Schweif stand. Er war der Linie mh
sclion vorbei, liatte aber die Linie Ih noch nicht erreiciit, war sehr
wenig über der Linie hä. Der gewöhnliche Schweif war bei dem sehr
hoclist eilenden Kometen recht gut zu sehen; aber von dem anomalen
konnte ich nur .selir ungewisse und zweifelhafte Siiuren bemerken. Es
waren aber auch, der dunstigen Luft wegen, die kleinen Sterne l, a,
und f sehr schwer zu erkennen.
90. Auszug- eines Briefes, den Schweif des Kometen v. Deoember 1823 betreff. 391
Die säiiimtlichen in dem beikommenden Kärtchen eingezeichneten
kleinen Sterne finden sich Mem. de rAcad. d. S., AnnSe 1790, p. 385.
"Wenn wir nicht HoiFnung hätten, bald ein vollständiges Verzeichniss der
La LANDE'schen Sterne zn erhalten, so würde ich Sie bitten, auf ein
Mittel Bedacht zu nehmen, damit man der Jahrgänge 1789 und 1790
der Pariser Mein, zur Vervollständigung der in der Histoire Celeste
fehlenden Zonenbeobachtungen entbehren könne. Meine Alignements geben
für Jan. 24. 7'' 49': .Ä Com. = 216» 1', Deklination = 65" 83'.
Ich bin neugierig zu sehen, wie nahe ich dadurch der Wahrheit
gekommen sein mag.
90. Auszug aus eiuem Briefe, deu Schweif des Kometeu Tom
December 1823 betreffeud.
Bremen 1824, Januar 29.
[Scliumauher's Astronomische Nachrichten, Bd. III, S. 7~lü. Februar lö24.]
Am 2.5., 26. und 27. Januar war es beständig trübe; am 28. klärte
es sich unvollkommen auf; aber es blieb der Grund des Himmels dunstig,
und schwache, sonst im Kometensucher gut zu unterscheidende Nebel-
flecke blieben unsichtbar. Der Komet war noch recht gut mit blossen
Augen zu sehen, auch der gewöhnliche Schweif von 24-» bis 3» im
Kometensucher; aber von dem anomalen Schweif war mit aller An-
strengung durch alle meine Fernröhi-e keine Spur zu entdecken. Mög-
lich, dass dies zum Theil vom Zustande der Luft herrührte; aber wenn
der anomale Schweif noch so augenfällig gewesen wäre, wie am 23. und
24. Januar, so hätte ich ihn nothwendig sehen müssen. Bei genauer
Beobachtung des gewöhnlichen Schweifes sah ich, dass sein südlicher
Rand und südlicher Theil heller und sichtbarer war, als der nördliche,
und dies bringt mich auf die Vermuthung, dass der anomale Schweif
am 24. Januar vielleicht nur deswegen mit diesem helleren Theil des
gewöhnlichen Schweifes einen sehr stumpfen W^inkel nach Süden zu
machen schien, und doch wohl eigentlich genau in der Richtung der
wahren verlängerten Axe des gewöhnlichen Schweifes liegen mochte.
Ich habe den Kometen von 74- bis 9 Uhr beobachtet.
Herr Professor Hakding in Göttingen meldet mir unterm 25. Januar,
dass er den Kometen am 22., 23. und 24. Januar gesehen, am 22. noch
nichts von dem anomalen Schweife wahrgenommen, am 23. diesen aber
zu seiner grossen Verwunderung zuerst erblickt habe. Am 23. war ihm
392 Kometen.
auch die Aelinlichkeit des Kometen mit dem Nebelfleck im Gürtel der
Andromeda, wie mir, aufgefallen. Er konnte diesen anomalen Schweif
im Sucher am 23. auf 4| ", am 24. gar auf 7 " verfolgen. Der anomale
Schweif hatte 2i'' vom Kopfe mehr Licht als nahe bei demselben.
Soweit von diesem sonderbaren Schweif, der mir für die Piij'sik des
Himmels überhaupt, besonders aber für die Physik der Kometen und
ihrer Schweife eine höchst merkwürdige Erscheinung zu sein scheint.
Habdixg hat mir nur folgende Kometen-Beobachtung geschickt:
Jan. 10. 16" 26' 22" 246« 35' 20" + 30» 43' 59"
„ 10. 16" 31' 7" 246° 34' 53" + 30° 44' 55"
Bis zum 25. hat Herr Hofrath Gauss der AVitterung wegen noch
keine Meridian-Beobachtungen des Kometen machen können. Ich glaube,
dass es vielen Astronomen sehr angenehm sein wird, wenn Sie die
Sterne aus den Memoires von 89 und 90 in den A. A. abdrucken lassen.
Manche besitzen gewiss die Histoire Celeste, die sich die Memoires nicht
verschaifen können.
91. Auszug aus zwei Bricfeu, dou Kometen Tom Decembcr
1823 beü-effend.
Bremen 1824, Februar 23 und März 1.
[Scliuraacber^s Astronomiscbo Nachriuhten, I!d. III, S. 4.') -48. März 1824.]
Seit dem 18. Februar liabc ich den Kometen wieder zu beobachten
angefangen. Am 18. konnte ich ihn nur einmal mit Piazzi H. VI No. 309
vergleichen, die Beobaclitung seinen gut; aber der Komet ging niclit
sehr vortheilhaft zur Bestimmung seiner Deklination durch. Am 19.
wurde er mit drei Sternen der Histoire Celeste 3 Mal verglichen, ich
muss mir aber noch eine schärfere Reduktion dieser Beobachtung vorbe-
halten, die die hier gegebene Position noch etwas ändern könnte. Am
21. Februar wurde der Komet 9 Mal mit einem Stern der Histoire
Celeste verglichen, und der Ort des Kometen muss genau sein, wenn es
anders die Position des Sternes ist.
Febr.
18. 14" 25'
48"
102» 12' 39"
49« 32' 18"
19. 14" 7'
44"
101« 43' 0"
48« 37' 27"
21. 14" 10'
4"
100« 55' 14"
46« 55' 39"
Komet war
am 21
., vielleicht zun: Tiieil
des nicht ganz
Der
heiteren Himmels wegen, so lichtschwach, da.ss man seine Ein- und
92. Letzte Beobachtung; des Kometen vom Decemter 1823 in Bremen. 39.3
Austritte nur mit Schwierigkeit sah, obgleich noch immer ein kleiner
Kerniiunkt durchzublicken schien. Ich halte mich überzeugt, dass seine
Sichtbai keit nicht länger als bis zum nächsten Mondschein dauern wird.
Den Kometen beobachte ich noch so fleissig, als es die Witterung
irgend zulässt. Hier meine letzten Beobachtungen, nun gehörig reducirt,
wonach ich die früher Ihnen mitgetheilten Positionen zu verbessern bitte:
Febr
18. 14'' 25' 47"
102° 12' 89"
490 32' 18"
J5
19. 14» 7' 44"
101" 42' 43"
48« 37' 21"
;;
21. 14" 10' 4"
100° 53' 15"
46« 55' 27"
!^
27. 13" 18' 35"
99» 24' 51"
42« 41' 23"
!)
27. 13" 27' 35"
99« 24' 55"
42« 41' 7"
n
28. 12" 55' 14"
99« 16' 51"
42« 5' 24"
Am
27. habe ich die beiden Beobachtungen
angegeben, weil sie sich
auf Sterne der Histoire Celeste
aus zwei verschiedenen
Zonen beziehen.
92. Letzte Beobaclitiing des Kometen yoiu Deceinber 1823
iu Bremen.
Bremen 1824, März 22.
[Schumacber's Äsü'Onomiscbe Xaclirichten, Bd. in, S. 80, 90. April 1824.]
Am 19. März bewog mich die äusserst heitere Luft den Kometen,
den ich seit dem 5. März ^) wegen Witterung und Mondschein nicht mehr
gesehen hatte, bei dem Stern d Geminorum, in dessen Nähe er sich be-
finden musste, wieder aufzusuchen. Mit Mühe und nach angestrengter
Aufmerksamkeit fand ich ihn mit meinem fünffüssigen Dollond als einen
kleinen ganz unbegrenzten unscheinbaren Nebel, so schwach, dass man
das Auge immer erst einige Zeit im Dunkeln ausruhen lassen musste, um
ihn erblicken zu können, und er doch zuweilen im Felde des Fernrohres
zu verschwinden schien. Bei der grossen Durchsichtigkeit der Luft in
dieser ungemein schönen Nacht wagte ich den Versuch, ihn zu beobachten,
und verglich ihn vier Mal mit dem Stern der p. 212 der Histoire Celeste
so vorkommt:
8. 9. 6" 35' 8,5" 14« 47' 10".
') Am 5. März hatte Herr Dr. Olbeks ihn, wie folgt beobachtet:
1211 37' 12" 98» 51' 4" -f- 38» 59' 6"
Herr Dr. Olbees glaubte damals nicht ihn wieder zu sehen. [Anm. von Schumacher.]
394 Kometen.
Um einigermaassen die Beurtlieiluug der Sicherheit des Resultats
zu erleichtern, setze ich alle vier Beobachtungen nach den Zeiten meiner
ühr her:
141, 14' 22" d. Komet folgt auf den Stern 84,5" in Zeit u. ist südl. — 2' 8,3"
14» 25' 50" „ „ „ „ „ „ 82,0" „ „ „ „ „ - 2' 54,4"
14h 37' 38" „ „ „ „ „ „ 82,5" „ „ , _ 8' 3,7"
14h 4Q' S" aas" S'. OfiR"
It" "tg o ,. n nun n 00,0 „ n 11 n 11 — " ■^'^1°
Mittel Ui 31' 45" d. Komet folgt auf den Stern 83,1" in Zeit u. ist südl. — 2' 53,7"
Der Komet hätte während der Beobachtungen seine Rektascension
etwa 0j6 Zeitsekunden vergrössern, seine Abweichung um 25 Bogen-
sekunden vermindern sollen. Die Korrektion der Uhr war — 2'' 30' 58"
auf mittlere Zeit, nach ihrem Gange eilte sie mittlerer Zeit in einem
Stern tage 33,4" vor. Nach gehöriger Reduktion erhielt ich:
Mittl. Bremer Zeit Scheinbare yH Deklination
März 19. 12'' 0' 57" 99" 33' 50" + 33« 57' 26"
Es ei'giebt sich, dass die zufälligen Fehler der einzelnen Beobach-
tungen sowohl in gerader Aufsteigung als in Abweichung auf 30" gehen;
aber bei der Schwierigkeit, die Mitte oder den Schwerpunkt des unbe-
stimmten Nebels zu schätzen, stehe ich nicht dafür ein, dass nicht alle
Beobachtungen noch mit einem eben so grossen, wo nicht grösseren
konstanten Fehler behaftet sind.
93. Nachricht über einen neiHMitdocktcii Kometoii von 1824.
Bremen 1824, August 7.
(Schnmacher*» Astronomische Nachrichten. IUI. III. S. 2'11, 2-I2. August 1824.]
Im Auftiag des Herrn Professor Haiuhno in Göüinyen eile ich,
Ihnen anzuzeigen, dass derselbe am 2. August, Abends 101 l^hr, östlich
von fi Herkulis zwischen No. 70 und 73 Flamsteed einen ziemlich
hellen, doch nur im Fernrohr sichtbaren Kometen ohne Schweif und
au.sgezeichneten Kcrniiunkt entdeckt hat. Wolken verhinderten eine
genauere Beobachtung an diesem Tage : Herr Professor Haeding musste
sich begnügen, durch Schätzung seinen Ort für den 2. August 14'' auf
258" 45' der geraden Aufsteigung und 23" 50' nürdliclie Abweichung zu
bestimmen. Am 3. August 12'' war die gerade Aufsteigung = 257" 58',
die nördliche Abweichung = 24" 4ii'. Der Komet wurde an diesem Tage
94. Auszug- aus einem Schreiben, den Kometen von 1824 betreffend. 395
am Ki'eismikrometer des lOfüssigen HEKSCHKL'sclien Eeflektors mit 70
Herkulis verglichen: die Beobachtungen sind aber noch nicht reducii't.
In diesem lichtstarken Instrument erschien er sehr blass, ohne irgend
eine Spur von Kern, wodurch die genaue Beobachtung der Ein- und
Austritte des Kometen sehr erschwert wurde.
Gestern am 6. August, Abends 12 Uhr, fand ich diesen kleinen
Kometen nicht ohne einige Mühe. So lange der mehrentheils mit Ge-
wölk bedeckte Jlond noch über dem Horizont war, Hessen sich kaum
die Ein- und Austritte des Kometen, der einem kleinen blassen unbe-
grenzten Nebel ohne Kern glich, am Kreismikrometer wahrnehmen.
Nach Untergang des Mondes kam er auch im Kometensucher zu Ge-
sicht. Am 6. August um 13'' 23' mittlere Bremer Zeit fand ich die
Ai = 2hh^ 28', die nördliche Deklination =27« 14'.
Von der Bedeckung des Uranus habe ich der Wolken wegen nichts
sehen können.
94. Auszug aus eiuem Sclireibeu, deu Kometeu tou 1824
beti'effeud.
Bremen 1824, September 18.
[Schumachcr's Astronomische Kachrichten, Bd. III, S. 286. 287. Oktober 1824.)
Hier alle meine bisherigen Beobachtungen des Kometen, die ich
aber nicht als sehr genaue rühmen kann: auch mögen ein paar der-
selben noch eine etwas genauere Reduktion erfordern. — Am 14. ist der
Komet statt, wie ich glaubte, mit einem La LiNDE'schen Stern, mit
136 Herkulis Bode, einem Stern nach Dakquiee, verglichen, den Hab-
ding in seine Karten einzutragen vergessen hat. Durch Vergleichung
mit dem La LAXDE'schen Stern fand ich die scheinbare Position von
136 Bode für den Tag der Beobachtung:
249» 15' 17" + 330 1' 27"
In der Histoire Celeste, j). 78, ist bei dem Stern siebenter, achter
Grösse Zen.-Dist. = 10" 33' 8" der Durchgang durch den dritten Faden
statt 16^ 10' 56", 161- 11' 56" zu lesen.
1824. Mittl. Bremer Zeit -4? S
Aug. 6. 13" 28' 4" 255« 28' 31" +27« 13' 51"
,. 14. 12" 43' 0" 249« 31' 11" -j-33« 4' 45"
,. 16. 12" 51' .5" 248« 11' 39" +34« 22' 9"
396 Koineteu.
1824. Mittl. Bremer Zeit -ii d
Aug. 23. IP 37' 35" 243" 58' 1" +38" U' 21"
,. 24. n^ 8' 4" 243" 25' 56" +38" 43' 44"
„ 2r,. 11" 16' 41" 242" 53' 48" +39" 13' 26"
„ 26. 11" 39' 20" 242" 21' 19" +39" 42' 32"
„ 27. 11" 22' 22" 241" 49' 56" +40" 10' 19"
„ 28. 10" 59' 17" 241" 20' 51" +40" 37' 21"
„ 20. 11" 30' 1" 240" 50' 30" +41" 4' 49"
Sept. 2. 11" 5' 31" 238" 57' 49" —
„ 2. 11" 45' 7" 238" 56' 50" +42" 47' 46"
„ 3. 11" 22' 25" 238" 31' 10" +43" 11' 32"
„ 3. 11" 33' 41" 238" 30' 32" —
„ 11. 11" 23' 7" 235" 9' 6" +46" IG' 1"
95. Auszug aus einem Schreiben, den Kometeii Toiii Juli 18:^4
betreffeutl.
Bremen 1824, September 30.
[Schumacher's Astronomische XacliricLten, IM. III. S. 343, 344. Xoveüil)er 1824.]
Meine letzten Kometenbeobachtungen sind folgende:
1824. Mittl. Bremer Zeit -ß fi
Sept. 18. 10" 44' 51" 232" 25' 11" +48" 43' 6"
„ 19. 10" 57' 55" 232" 2' 20" +49" 3' 35"
„ ' 24. 9" 3' 45" 230" 9' 25" +50" 42' 29"
„ 26. 9" 1' 14" 229" 23' 26" +51" 21' 50"
„ 26. 9" 47' 15" 229" 22' 57" —
„ 28. 11" 8' 14" 228" 35' 26" +52" 3' 11"
Die Beobachtungen am 24. und 26. stimmten am l)esten, auch
konnte ich Pi.\zzi"sclie Sterne brauclien. Die Eintritte am 28. wurden
deswegen etwas zweifelhaft, weil sehr nahe nordwestlich vom Kometen
ein kleiner Stern stand, den der Komet vermuthlich späterhin bedeckt
haben wird, und der mich im Beobachten des Eintritts störte.
97. Auszug aus zwei Schreibeu, den Kometen I von 1825 betreffend. 397
96. Auszug aus eiuem Sclireibeu, deu Kometeu you 1824
betreffend.
Bremen 1824, November 1.
[Schumacher's Astronomische Nacbrichteu, Ed. III, S. 367, 368. Dezember 18:i4.]
Bis zum 28. September inklusive habe ich Ihnen meine Kometen-
beobachtungen schon mitgetheilt. Die vom 29. und 30. September siud
nicht eher zu reduciren, als bis die Position der verglichenen Sterne
mir bekannt ist. Die wenigen Beobachtungen, die mir das schlechte
Wetter im Oktober verstattet hat, sind folgende :
1824. Mittl. Brem. Zeit yß 6
Okt. 3. 91^ 56' 54" 226 *> 38' 89" + 53 <> 39' 55"
„ 4. g»- 26' 1" 226" 14' 50" +530 59' ^6"
„ 1.5. 1^ 55' 39" 221« 28' 35" +570 3g' 5g"
„ 16. 8'' 46' 58" 220» 58' 48" +580 0' 6"
„ 21. S»" 39' 26" 218" 27' 40" +590 47' 36"
„ 22. 7" 52' 19" 2170 56' 29" +60« 12' 11"
„ 25. 7" 30' 40" 216« 11' 57" +61« 21' 23"
„ 27. Si- 46' 56" 2140 55' 29" +62" 11' 2.5"
97. Auszug aus zwei Sclireibeu, den Kometen 1 you 1825
betreffend.
Bremen 1825, .Junius 23. und Junius 27.
[SchumacUer's Astronomische Nachrichten, Bd. IV, S. 155 — 158. Juli 1825.]
Ich kann Ihnen nun einige Beobachtungen des Kometen mittheilen :
1825. Mittl. Bremer Zeit JR ö
Jun. 12. 12'' 4' 19" 146" 23' 58" + 69« 0' 41"
„ 13. 11" 56' 28" 1490 43' 34" +66° 19' 25"
„ 15. 12" 4' 10" 154" 30' 13" +60" 56' 2.5"
„ 16. 11" 19' 39" 156« 10' 47" +58° 24' 7"
„ 21. 11" 1.5' 20" 161" 37' 19" +46» 17' 1"
„ 21. 11" 32' 40" 161« 37' 46" +46« 15' 21"
„ 22. 11" 45' 45" 162« 20' 41" +44" 4' 22"
„ 23. 11" 24' 48" 162" 55' 41" +420 q' 29"
„ 24. 11" 2' 1" I630 29' 16" +490 2' 11"
398 Kometen.
Auch am 25. und 26. habe ich den immer schwächer werdenden
Kometen, wie ich glaube, ganz gut beobachtet. Die Beobachtungen vom
2(3. sind noch nicht reducirt, die vom 25. werde ich wahrscheinlich
fiii-'s Erste gar nicht reduciren können. Ich verglich an diesem Tage
den Kometen mit drei Sternen, die ich nach Hardinu's Karten als
Sterne der Histoire Celeste zu erkennen glaubte. Allein der Himmel
stimmt gar nicht mit den Angaben der Histoire Celeste überein, und es
müssen sich dort Schreib-, Druck- oder Yerwechselungsfehler einge-
schlichen haben, die ich noch nicht habe enträthseln können.
Ich hotte, dass Ihnen am 24. .Tunius die Witterung günstiger ge-
wesen ist, als mir, um eine merkwürdige Erscheinung genauer beobachten
zu können, als es mir möglich war. Ich verglich nämlich den Kometen
3 Mal mit No. 49 Ursac majoris und 5 Mal mit zwei Sternen der Histoire
Celeste, die ich a und b nennen will, und die p. 57 so vorkommen:
a. 7—8. IC" öl' 45,3" 8" 45' 48"
b. 7—8. 10" 52' 11,5" 8" 51' 24"
Der Stern a ist etwas lichtschwächer als h. Aus den Beobach-
tungen ergab sich bald, dass der Komet nach Mitternaelit den Stern a
bedecken werde. Ich wählte die 74 malige Vergrösserung meines Dol-
londs, um diese Bedeckung zu beobachten. Um 12" 28' mittlere Zeit
schien der äussere Rand des Kometennebels den Stern zu berühren.
So lange war die Witterung vortrett'licli; aber nun kamen oft Wolken,
der Himmel wurde dunstiger, und, Komet und Sterne immer niedriger
werdend, verloren sehr an Licht. So wie der Komet weiter über den
Stern hinrückte, verschwand er fast völlig, und nur, weil ich wusste,
dass er da war, konnte ich noch etwas Xebeliches um den Stern bemerken.
Hingegen blieb die relative Helligkeit des Sterns a gegen den Stern b
immer ganz dieselbe, ohne sich weder zu vergrössern, noch im gering-
sten merklich zu vermindern. Um 12" 47' mittlere Zeit war der Ko-
met, so viel ich beurtheilen konnte, ganz central über dem Stern. Bald
nachher bedeckte sich der Himmel völlig, so dass ich den Austritt des
Sterns aus dem Kometennebel nicht iiabe beobachten können. Die
mittlere Position des Sterns a für 1800 finde ich vermittelst der treö-
liclien Hülfstafeln, die Sie uns durch die schon hierdurch um die Stern-
kunde hochverdienten Herren Hansen und Nissen haben berechnen lassen.
1(33« 9' 57,1". /^ +40" 2' 7,2" Dckl.
Träcession +21' 33,0" — 8' 8,8"
Allerration — 8,0" + 14,4"
Nutation + 15,5" — 6,8"
Schb. Pos. d. 24. Jun. 1825 163" 31' 37,0" Jli + 39» 54' 6,0" Dekl.
98. Auszug aus einem Briefe, den Kometen I von 1825 betreffend. 399
Welches denn auch sehr nahe die scheinbare Position des Kometen
am 24. Junius 12'' 47' mittlere Zeit sein wird, wenn die Angaben in
der Histoire Celeste völlig richtig sind.
98. Aliszug aus einem Briefe, den Kometen I Yon 1825 be-
treffend.
Bremen 1825, Junius 30.
[Schumacher's AstroiiomiscliB Nacliriohten, lid. IV, S. 167—168. .luli 1825.]
Meine beiden letzten Beobachtungen stehen so:
1825. Mittl. Bremer Zeit ^ Deklination
Junius 26. 11'' 56' 2" 164» 27' 36" 36° 14' 4"i)
27. 11" 29' 18" 164" 51' 18" 340 32' 41"
Am 26. verglich ich den Kometen mit den drei Sternen der Histoire
Celeste
2. Faden
3. Faden
Zen. Dist.
Grösse 8.
— — —
10" 58' 46,5"
11° 22' 51"
„ 7. 8.
11" 0' 26,5"
— — —
11 58' 22"
„ 7. 8.
11" 0' 37"
— — —
11° 57' 54"
Es zeigte sich, dass die beiden letzten Zenithdistanzen um 5' zu gross
sind. Am 27. habe ich meine Beobachtungen dieses Kometen geschlossen.
Bei dem Mondscheine wurde er nun so schwach, dass man seine Ein-
und Austritte nicht mehr mit Sicherheit beobachten konnte. Auch
bleibt deswegen die Position vom 27. schon etwas zweifelhaft, weil ich
den Kometen nur zwei Mal für seine Rektascension und einmal für seine
Deklination mit | Ursae majoris und einem Stern der Histoire Celeste
vergleichen konnte. Bei den später versuchten Beobachtungen war der
hei niedrigem Stande immer schwächer werdende Komet stets schon
eingetreten, wenn ich seinen Eintritt noch erwartete.
') Im Astronomischen Jahrbuch für 1S28, S. 130 (vergl. die folgende No. 99)
ist die Deklination = 36" 9' 4" angegeben. Sch.
400 Kometen.
99. Eeoliaclitiingeii und Elemente des im Juni 1825 erschie-
ueneu Kometen und über Lolirmann's Mond-Topographie.
Unterm 18. Juli 1825 eingesandt.
[Astronomisches Jahrlmcli für 1838. S. 150—154]
Den von Gambaed entdeckten Kometen habe icli am 5. Junius
zuerst gesehen, aber wegen seiner damals für mich sehr unbequemen
Stellung desselben gegen mein Beobachtuugszimmer, erst spät zu be-
obachten angefangen. Hier meine wenigen Beobaclitungeu am Ivreis-
mikrometer:
182.5
Mittl. Bremer
Zeit
AI
Deklination
Jun
12.
12" 4'
19"
146«
23'
58"
+ 69«
0' 41"
j?
13.
11" 56'
28"
149»
43'
34"
+ 66«
19' 25"
>;
15.
12" 4'
10"
104"
30'
13"
+ 60«
56' 25"
r
16.
11'' 19'
39"
1.56«
10'
47"
+ 58«
24' 7"
H
21.
11" 15'
20"
161°
37'
19"
+ 46«
17' 1"
))
21.
11" 32'
40"
161«
37'
46"
+ 46«
15' 21"
»
22.
11" 45'
45"
162«
20'
41"
+ 44«
4' 22"
»
23.
11" 24'
48"
162«
55'
41"
+ 42«
0' 29"
JJ
24.
11" 2'
1"
163«
29'
16"
+ 40«
2' 11"
11
24.
12" 47'
0"
163«
31'
37"
+ 39«
54' 6"
»
26.
11" 56'
2"
164"
27'
36"
+ 36«
9' 4"
r>
27.
11" 29'
38"
164«
51'
18"
+ 34«
32' 41"
Die letzte Beobachtung ist zweifelhaft, und nach dem 27. war
der Komet von dem durcli die nächtliche Dämmerung so sehr erhellten
Himmelsgrunde nicht mehr mit Sicherheit zu unterscheiden. Ueberhaupt
fand ich es schwierig, bei dem Kometen ohne deutlichen Kern den zu
beobachtenden Mittel]»uukt genau zu schätzen. Am 24. hatte ich das
Vergnügen, einen Stern 7. und 8. Grösse der Histoire Celeste von dem
Kometen bedeckt zu sehen. Um 12" 47' mittlere Zeit stand der Komet,
so viel ich beurtheilen konnte, central vor dem Stern. Das Licht des
Sterns wurde weder, wie Vi.k'aya einmal bemerkt haben will, daduirh
vermehrt, noch im geringsten merklich geschwächt; aber der Komet
verschwand so völlig, dass man nur, weil man es wusste, dass der
Komet vor dem Sterne stand, bei grosser Aufmerksamkeit eine schwache
Spur von Nebulosität um den letzteren bemerken konnte.
Auf die Gefahr, Ihnen etwas längst Bekanntes zu melden, theile
ich Ihnen zwei schon sehr genaue Bahnbestimmungen mit:
99. Ueber Lohrmauu's Topographie. 401
Herr Professor Nicolai.
Herr Claüsen.
ai 30,569 3 mittl. Zeit Mannheim.
Mai 30,573 90 Altona.
41, ... . 20" 5' 53"
20" 6' 8,06" M.
Acq. Jan. 0. 1825.
ft — P. . . 106" 10' 32"
106" 11' 6,58"
; . . . . 56° 41' 17"
56" 41' 5,76"
Log. g . . 994 896
99 489 616
Mot. retrog.
Mot. retro».
Die Bahn scheint sehr wenig von der Parabel abzuweichen, und
deswegen kann dieser Komet nicht, wie man anfangs hat vermuthen
wollen, mit dem dritten Kometen von 1790 identisch sein. Die Elemente
beider Kometen haben nur einige Aehnlichkeit.
Ganz besonders hat mich Herrn Lohemann's Topographie der sicht-
baren Mondoberfläche interessirt, deren auch Sie mit verdientem Lobe
erwähnen. Herr Lohemann's Mondkarte übertrifft bei weitem Alles, was
wir bisher über diesen unsei'en näclisten Nachbarn in unserem Sonnen-
system hatten. Eine solche detaillirte Darstelhing der ganzen uns sicht-
baren Mondoberfläche war wahres Bedürfniss bei dem jetzigen Stande
der Optik und Sternkunde. Ihr Verhältniss zu den gleichfalls verdienst-
vollen Leistungen meines verewigten Freundes Schbötek, auch abge-
sehen davon, dass letzterer nur Fragmente lieferte und liefern wollte,
lässt sich so angeben, dass Schköter uns jede Mondgegend so darstellte,
wie sie ihm in einem gegebenen Augenblick, und also unter einem ge-
gebenen Erleuchtungswinkel und unter bestimmter Libration erscJnen,
Lohemann hingegen, wie sie nach einer sehr verständig gewählten
Projektionsart, und vielen unter den verschiedensten Erleuchtungswinkeln
und Librations-Verhältnissen angestellten Beobachtungen und Messungen
wirklich ist. Dabei scheint es noch, dass Feauenhofee's vortreffliche
Fernröhre Herrn Lohemann noch sehr viele Gegenstände erkennen
Hessen, die sich in Scheötee's Teleskop entweder gar nicht, oder
nicht bestimmt genug zeigten. Es hat mir ein grosses Vergnügen ge-
währt, Lohemann's Zeichnungen mit dem Monde selbst, sowohl durch
meinen fünffüssigen Dollond, als auch durch einen mir gütigst von
Herrn Eepsold geliehenen Frauenhofer zu vergleichen, und so mich
selbst von der Richtigkeit, Genauigkeit und Vollständigkeit dieser so
schön gestochenen Karten zu überzeugen. Erst durch eine solche genaue
und zuverlässige Darstellung des Mondes wird unsere Nachwelt die auf
seiner Oberfläche sich wahrscheinlich von Zeit zu Zeit ereignenden
Veränderungen mit Sicherheit unterscheiden und beurtheilen können.
Alle mir bekannten älteren Mondkarten, selbst die beiden schönen
Olbers I 26
402 Kometen.
Abbildungeu von Eusskl können nicht dazn dienen, sie enthalten zu wenig
Einzelheiten, und diese nicht bestimmt und genau genug. Nur die
grosse. 12 Fuss im Durchmesser haltende Moudkarte von La Hike kenne
ich nicht hinreichend, um zu wissen, ob sie soweit in's Detail geht, um
bei einer Vergleichung mit der LoHRMANx'schen Topographie, schon
etwa auf dem Monde seit der Zeit von La Hikk vorgefallene Verände-
rungen mit einiger Wahrscheinlichkeit nachweisen zu können: oder ob
auch sie nur, wie die grosse CAssixi"sche Mondkarte, an vielen Stellen
willkürliches Gemisch von Licht und Schatten enthält. Ich habe diese
La HiRK'sche Karte in Patis zwar mehrmals gesehen, aber ihre genaue
Untersuchung, die allerdings durch die Art, wie sie damals aufgehangen
war, sehr erschwert wurde, leider immer aufgeschoben, und zuletzt ganz
versäumt. Es wäre sehr angenehm, wenn einer von den P(/ri.ser Astro-
nomen gelegentlich diese kolossale Mondkarte näher beschreiben und
würdigen wollte. La Hike war ein sehr geschickter Zeichner, und da
er sich eines 34füssigen Fernrohres bediente, so konnte man viel von
seiner Arbeit erwarten ; ich muss aber gestehen, dass die kleinen Mond-
karten nach La Hike, die in vielen Schriften zu finden sind, bei mir
diese Erwartung sehr verringert haben.
Möchte Herr Lohkmasx bei seinem so mühsamen und mit so vielen
Kosten verbundenen Unternehmen alle die Aufmunterung erhalten, die
er so sehr verdient!
1(10. .Vuszuf!; aus einem Briefe, den Kometen lY aoh 182')
bctrelTeiul.
Bremen 1825, Sejitember 5.
[Scliumacljer's AstronouiiBclie Naclirichten, ßd. IV, .^. -J22. September 1825.]
Herr von Biela wird wohl die Ehre der ersten Entdeckung dieses
merkwürdigen Kometen verlieren. Poxs hat nämlich angezeigt, dass
der Komet, den er am lö. Julius entdeckte, und als den ENCKE'schen
Kometen ankündigte, ein anderer (der bisher sogenannte BiELA'sche) sei.
Nachgerade scheint doch die Bahn dieses Kometen etwas näher
bekannt zu werden. Hier Elemente von Clüver, der auch, wie Herr
Peters, blos meine Beobachtungen vom 9., 15. und 23. .\ugust zum
Grunde gelegt hat:
101. Berichtiguiigeu (Kometen 18"25 und 17y2l. 403
Perih. 1825 December 1(3,885 10 mittl. Altonaer Zeit.
log 2 = 0,118 6417
Länge des Perihelium = 321" 22' 33"
Länge des ft . . . = 217« 2' 19"
Neigung = 35« 53' 34"
Bewegung rückläufig.
Mit Ihnen glaube ich nicht an die Identität dieses Kometen mit Xo. 94.')
Die Fehler, die ich bei der Gelegenheit in unserem Verzeichniss gefunden
habe, zeige ich auf beikommendem Blatte an und bitte diese Anzeige
abdrucken zu lassen.
Bei dem starken Mondschein war der Komet schwer zu beobachten,
und ich setze deswegen meine Beobachtungen vom 29., 30. und 31. August
als mehr oder weniger zweifelhaft nicht her. Besser schien folgende
zu glücken:
Sept. 1. 12'' 7' 44" 62" 39' 12" + 18» 33' 32". •
Seit dem 1. September ist es bis jetzt trübe gewesen.
101. ßericlitigimgeii (Kometen 1825 imd 1792).
Bremen 1825, September 5.
[SL-humacher's Ästronomisclie NachricUteii. Bd. IV, S. 223. .September 1825.]
Bei Gelegenheit, dass der BiEii.^'sclie Komet von 1825 dem ersten
Kometen von 1792 (No. 94^) unseres Verzeichnisses) in seiner Bahn ähn-
lich schien, sind mir die sonderbaren Fehler bemerklich geworden, die
die Elemente dieses Kometen No. 94 in unserer Tafel, sowie in den
Tafeln der Herren Baron von Zach und De Lambke entstellen. Bei
der ersten Zeile, die eine Bestimmung von Mechain enthält, ist nichts
zu erinnern, als das ganz unbedeutende, dass man in der Zeit des
Periheliums 15" statt 13" lesen müsse. In den Elementen des Herrn
Baron von Zach ist alles richtig bis auf den kleinsten Abstand. Dieser
ist nicht 1,047 104 8, sondern 1,292 577. Man hat nämlich anstatt zu
dem log 0,111 456 5 die zugehörige Zahl zu suchen, zu 11,145 65 den
Logarithmus gesucht und diesen als die distanüa Perihelü angesetzt.
') lu der dritten von Galle herau-sgegebeuen Auflage der Abhandlung „lieber
die leichteste und bequemste Methode, die Bahn eines Kometen zu berechnen" unter
No. 104 augeführt. Sch.
26^
404 Kometen.
In der zweiten Balin von JIechain ist der Logaritlimus des kleinsten
Abstandes eben wie in der ersten 0.11160(3 4 nnd der Logaritlimus der
täglichen mittleren Bewegung 9 792 187 zu setzen. Ueberhaupt scheinen
die beiden Bahnen von Mechain, die erste, später bekannt gemachte,
aus der Cotiit. des Tems 1793. p. 173. 174, und die andere früher Herrn
BoDE mitgetheilte (Jahrlnich 1795. j*. 201) fast ganz dieselben zu sein,
nur dass 3Ie(h.\ix nachmals die Länge des ft um 38" änderte und statt
6^ 10" 46' 53" auf 6'= 10" 46' 15" setzte. Die hier aus dem Jahrbuclie
angegebene Zeit der Sonnennähe Jan. 13. 3'' 44 j' halte ich nur für einen
Schreib- oder Druckfehler, statt deren man auch hier Jan. 13. 13'' 44f
lesen muss. — Der Anmerkung zu dieser No. 94 unseres Verzeichnisses
wird noch hinzuzufügen sein, dass auch in den Guttingischen Gelehrten
Anzeigen 17U.^ Beobachtungen dieses Kometen, namentlich eine von
Seiffek vom 29. December vorkommen.
102. Auszüge aus Briefeu, den Kouietoii IV von 1820 betreffciid.
[Scbnmacher's Aslronomisclie Kachrichteu, Ud. V. S. 265, 266. December 1826.]
Bremen 1825, September 12.
Bis zum 8. September war es trübe; seitdem bis heute das schönste
Wetter. Ich habe folgende Beobachtungen des BiELA'schen Kometen
gemacht:
Sept. 8.
12" 2'
22"
61» 0'
13"
lö" 34'
42"
„ 9.
11" 38'
2"
60" 41'
G"
15" 4'
0"
„ 10.
11'' 44'
30"
60" 20'
43"
14" 30'
24"
„ 11.
11'' 32'
52"
59" 58'
31"
13" 57'
6"
Der Komet ist jetzt sehr schön mit blossen Augen zu seilen; der
Schweif über 3" lang, aber sehr blass. Er war am 9. nnd 10. audi
nahe auf dem Parallel 179 Tmtri Bode. Ich habe diesen Stern aber
nicht mit zur Vei-gleicliung gebrauclit. Zu meiner Verwunderniig ist
dieser sehr kenntliche Stern 0. Grösse sonst in keinem Verzeiclinisse,
auch nicht in der Histoire Celeste und in Bessel's Zonen anzutreffen.
Bremen 1825, September 2().
Nachdem icii den I\ometen vom 8. bis zum 15. September ununter-
brochen acht Tage hintereinander beobachten konnte, ist es seitdem nur
noch ein einziges Mal, den 18. September, heiter gewesen. Jetzt haben
103. Beobachtiingeu des Pons-Biela'sclien Kometen in Neu-HoUand. 405
wir schon seit acht Tagen anhaltend trüben Himmel. Hier meine vier
letzten Beobachtungen:
Sept. 13. 12" 13' 10" 590 9' 11" 12« 42' 53"
„ 14. 10" 47' 25" 58« 42' 25" 12« 3' 7"
„ lö. 12" 24' 0" 58" 13' 28" 11» 16' 27"
„ 18. 13" 23' 44" 56" 26' 50" 8" 49' 46"
Bremen 1825, Oktober 31.
Den letzten Kometen habe ich am 12. Oktober zuletzt noch mit
zwei Sternen verglichen, die ich bisher aber noch nicht habe erkennen
können. Auf alle Fälle wird diese Beobachtung von sehr geringem Werth
sein. Ich weiss nicht, ob ich Ihnen schon meine letzten Beobachtungen,
geht/rig reducirt, geschickt habe, nnd setze sie deswegen her:
Okt.
28.
11" 58'
33"
47" 23'
51"
— 3" 2'
16"
29.
11" 34'
42"
46" 7'
32"
— 4" 37'
2"
30.
11" 49'
17"
44" 43'
6"
— 6" 20'
9"
1.
11" 27'
15"
43" 15'
25"
— 8" 4'
49"
2.
11" 25'
39"
41" 40'
46"
— 9" 58'
2"
3.
11" 12'
27"
39" 59'
49"
— 11" 53'
9"
5.
10" 50'
15"
36" 18'
19"
— 15" 56'
17"
6.
11" 29'
28"
34" 12'
2":
— 18" 7'
5"
8.
11" 16'
58"
29" 44'
48"
— 22" 28'
18"
103. Beobaclitiingeii des Pous-Biela'sclien Kometeu 1825 (l\),
von Herrn Professor Rümker zu Stargard in Nen-HoUaud.
Mitgetheilt unterm 22. Juli 1826.
[Astrünomisfhes Jahrbuch für 1829, S. 142—144]
Mit dem verpflichtetsten Danke schicke ich Ihnen die mir gütigst
kommunicirten Beobachtungen von Brioschi zurück. Sie werden sehr
dazu beitragen, die Bahn, die der höchst merkwürdige BiELA'sche Komet
diesmal beschrieben hat, aufs Genaueste zu bestimmen.
Zu einiger Erwiderung schreibe ich Ihnen hier eine schöne Keihe
von Beobachtungen des PoNs-BiELA'schen Kometen vom vorigen Jahr,
oder des Stierkometen, wie er gewöhnlich genannt wird, ab, die ich in
einem abermals von Rümkek eingelaufenen, vom 10. Jan. 1826 datirten
406 Kometen.
Briefe erhalten habe. Diese Beobachtimgen sind nm so schätzbarer,
da sie gerade die Zeit über angestellt worden sind, wo der Komet
seiner zu grossen südlichen Deklination wegen von uns nicht gesehen
werden konnte.
Mittl.
Zeit
V. Neu-Stargard
Mitrl. _
/.'
Mittl. süill. Deklination
Okt
18.
15" 41'
24"
1»
42'
40":
40" 44'
28":
r
19.
8"
22'
58"
359«
30'
17"
41" 35'
38"
V
19.
16"
15'
49"
358«
26'
31"
41« 55'
49"
r
20.
7h
42'
356«
25'
33"
42« 38'
4"
r
21.
IS"
53'
1"
352«
15'
46"
43" 54'
15"
?!
22.
lö"
17'
46"
349«
13'
33"
44« 41'
39"
)•
23.
7h
46'
12"
347«
18'
59"
45« 8'
47"
?•
23.
15"
27'
10"
346«
22'
17"
45« 22'
14"
>7
25.
7"
52'
34"
341"
41'
23"
46« 14'
39"
r
25.
12" 50'
11"
341«
7'
48"
46« 20'
28"
„
26.
7"
44'
0"
339«
3'
16"
46« 37'
1"
?'
27.
7" 38'
37"
336«
32'
4"
46« 59'
56"
r
28.
13"
15'
14"
335«
36'
6"
47« 12'
56"
r
29.
13"
33'
53"
331«
19'
9"
47« 20'
30"
,.
30.
9" 31'
43"
329«
31'
40"
47" 24'
25"
Nov
. 13.
8"
50'
7"
309«
57'
43"
46« 9'
50"
?T
14.
8"
23'
32"
309«
6'
32"
46« 0'
56"
r
16.
8"
28'
17"
307«
32'
23"
45« 40'
44"
j?
20.
8"
43'
45"
304«
54'
58"
45« 4'
28"
r
25.
8"
22'
10"
302«
17'
34,5"
44" 20'
46"
r
30.
8"
29'
12"
300«
15'
57":
43« 38'
50":
Dec.
1.
8"
14'
21"
290«
53'
39"
43" 36'
22"
y.
9.
9"
5'
33"
297«
35'
31"
42" 40'
33"
»•
12.
8"
50'
.-.6"
296«
54'
52"
42« 24'
11"
V
16.
8"
20'
58"
296«
7'
40":
42" 7'
9":
)•
20.
8"
37'
.1
295«
25'
34"
41" 44'
0"
Bemerkungen des Herrn Dr. Ritter Olbeus: Mittlere Rektascension,
mittlere Deklination des Kometen nennt Rümker die Position des
Kometen, die sich aus den beobachteten Unterschieden der yj\' und
Deklination ergiebt, wenn der verglichene Stern blos durch Präcession
ohne Rücksicht auf Aberration und Nutatioii reducirt ist. Ri'MKKH
beruft sich auf einen früheren Brief, der die Original-Beobachtungen
enthalten soll, aber mir bisher noch niclit zugckonuncn ist. Er glaubt
gefunden zu haben, dass sich seine Beol)achtungen nicht in einer Paiabel
darstellen lassen, und hat aus seinen Beobachtungen vom 2., 30. Oktober
und 20. December folgende Ellipse berechnet:
104. Auszug aus drei Schreiben, eleu Kometen V von 1825 betreffend. 407
T. 1825 Dec. 10. ISi" 50' 28" mittl. Pariser Zeit
P = S18 ^S 'S41
„■ ■ ■ „,. t/'-o mittl. Nachtgl. Dec. 20. 1825
Ä6 . . == Jii.a 44,0oi
i . . = 33 31,3
cp . . = 72 59,19
log q . = 0,095 461 3
log« . = 1,443 887 5
Revol. . = 53 509.3 Tage. Retrogr.
Herr Clausen hat vorläufig sowohl die Bahn des höchst merk-
würdigen BiELA'schen Kometen von kurzer Umlaufszeit für 1805 oder
1806 nach der nun erkannten grossen Axe bestimmt, als auch die
Elemente für 1826 nach meiner Beobachtung vom 30. April verbessert.
Als blos vorläufige Bestimmungen wiU er diese nicht öfi'entlich bekannt
machen. Ich habe mich ihrer aber bedient, den kleinsten Abstand der
Kometenbahn von der Erdbahn für beide Erscheinungen zu berechnen
und gefunden:
Abstand der nächsten Punkte der Erd- und Kometenbahn:
1805 0,008 625 7
1826 0,006 038 3.
Nach den verbesserten Elementen findet sich also die Entfernung
der Kometenbahn von der Erdbahn etwas grösser, als ich sie vorher
bestimmt hatte; man sieht aber, dass beide Bahnen seit 1805 einander
merklich näher gekommen sind.
104. Auszug ans drei Schreiben, den Kometen V von 1825
Leti'effeud.
Bremen 1826, Januar 30. und Februar 6. und 7.
[Sfhumacher's Aätronomische Nachricbten. Bd. IV, ti, 371. H'i'i. Februar 1826.)
Am 28. Januar war es viel heiterer, als am vorigen Tage. Der
Komet, nach seiner Art gut, war auch ohne Mühe im Kometensucher
zu sehen. Ich vei'glich ihn fünf Mal mit dem schon am vorigen Tage
gebrauchten Sterne der Histoire Celeste, j}- 558, 3'' 22' 27,0", 71" 58' 6"
und drei Mal mit No. 19 Eridani. Ich habe mir alle Mühe gegeben, den
Ort des Kometen so gut zu beobachten, als es mir unter den vorliegenden
Umständen möglich war, und erhielt:
Jan. 28. e"- 59' 46" 50° 11' 59,0" — 22« 37' 35,6".
Am 29. klärte es sich erst nach 8 Uhr auf, und die niedere Gegend
des Himmels blieb etwas dnn.stig. Der Komet war schAver zu sehen,
408 . Koiueteu.
und ich konnte nur eine Vergleichung mit dem Sterne der Histoire
Celeste anstellen, welche also etwas zweifelhaft gab:
Jan. 29. &> 37' 48" 50" 24' 55" — 22» 31' 45".
Ich zweifle, dass wir in unseren nördlichen Gegenden den Kometen länger
als bis zum Anfange des März sehen werden. Aber für unmöglich halte
ich es nicht, dass wir ihn noch künftigen A\'inter wieder auffinden können.
Die Witterung ist den Kometenbeobachtungen hier nur selten günstig.
Wenn auch der übrige Himmel heiter ist, so bleibt oder wird die Gegend,
wo der Komet steht, bald wieder dunstig. Es muss aber recht durch-
sichtige Luft sein, wenn man den so kleinen und schwachen Kometen
sicher beobachten will. Am 2. Februar war ein solcher erwünschter
Tag: ich konnte den Kometen sieben Mal mit No. 19 Eridani und zwei Mal
mit dem Sterne der Histoire Celeste, p. oö8, 3^ 22' 12,5" vergleichen.
Am 3. war aber nur eine sehr dürftige Vergleichung möglich. Am
5. Februar gelangen nur zwei, nicht sonderlich unter sich stimmende
Vergleichungen, und gleich darauf wurde der Komet, bald auch IQ Ei-idani
völlig unsichtbar. Hier nun diese Beobachtungen:
Febr. 2. 6'' 58' 57" 51 <> 19' 46,4" —22« 7' 28,4"
. 3. 6" 50' 47" 51« 33' 1": — 22» 0' 40":
o.
-h
9' 26" 52" 4' .52" — 21» 4()' 37"
Der Komet wird nun bald zu nördlich, um ihn mit 19 Eridani zu
vergleichen, und dann tritt er in eine wahre AVüste, in welcher kein
Pi.vzzi'scher Stern anzutreffen ist.
Am 7. Februar war es hier sehr heiter, der Komet wurde vier l^Ial
mit einem und drei Mal mit einem anderen Sterne der Histoire a'leste
verglichen. Die Beobachtungen gaben:
Febr. 7. 7'' 45' 4" 53" 37' 48,5"
„ 7. 7'' 53' 31" 53" 38' 1,2" —21" 32' 19,0"
lOö. Auszug aus zwei Sclireibcn, deu Kouieton V von 1825
betrcffoiid.
Bremen lS2tj, März 9, März 13.
(Schniiiacher*s Astronomit^rlie Narlirichton. IM. IV, S. 44.'V — 14S, April isi>ß,]
Anbei die beiden Beobachtungen des Kometen vom 5. und (5. März,
die einzigen, die ich bisher nach dem Mondschein habe machen können.
105. Auszug aus zwei Schreiben, den Koraeteu V vou 1825 betreffenfi. 4{)9
Der Komet wurde jeden Abend fünf Mal beobachtet, am ö. März mit
sechs und am 6. März mit drei Sternen der Histoire Celeste verglichen.
Die Witterung war schön und der freilich immer schwer zu beobachtende
Komet gut zu sehen.
März 5. 1^ W 32" 61" 57' 16" —18« 0' 37"
„ 6. 1^ 38' 43" 62" 22' 59" — 17" 51' 25"
Die Parabel von Herrn Clausen stimmt gut, besser als die Ellipse.
Ich habe von Professor Nicolai einen vom 1. März datirten Brief
erhalten, der fast das Duplikat desjenigen ist, den er Ihnen geschrieben,
und den Sie mir mitzutlieilen die Güte hatten. Nur fügt er noch eine
Kometenbeobachtung hinzu und trägt mir ausdrücklich auf, sie Ihnen
zu schicken.
Febr. 26. 7'' 27' 9" 59" 2' 22" —19" 3' 12"
Kist cel, ih464. 1798 Dec. 10. 3'' 53' 20,7" 67" 42' 52"
Seine hyperbolischen Elemente geben die./? 1' grösser, die Dekli-
nation 8" nördlicher. Diese Abweichungen werden, bemerkt er. auf die
Elemente in dem Sinn wirken, dass sie diese der Parabel näher bringen,
von der wohl am Ende die Bahn dieses Kometen nur unmerklicli ver-
schieden gefunden werden dürfte. Für den Fall, da man nach seiner
Hyperbel einen Ort des Kometen berechnen will, giebt er folgende Vor-
schriften und Hülfsgrössen:
Mit der mittleren Bewegung at, wo log a = 9,509 384 6, wird
aus der BAEKER'schen Tafel co genommen. Alsdann ist A = ß tang | w-,
Y
wo log jö = 7,647 7 75 5 , tang 4 v = M tang J^ co, r = — ~ — r, • Log M
) o . o - j COS+Cü-
und log i\^ werden aus folgendem Täfelchen mit dem Argument A ge-
A log- .V A
0,3016581
]'.it 0,302 092 3 J:J-
^'"^■' 0,302 526 2 "^'^"^^
Soweit aus Nicolai's Brief. — Den Kometen habe icli noch am
9., 11. und 12. März beobachtet; am letzten Tage aber Abschied von
ihm genommen, da das zunehmende Mondenlicht sein Ansehen zu sehr
schwächt. Die Beobachtungen dieser drei Tage sind noch nicht voll-
ständig reducirt, da die Eeduktion, wegen nothwendiger Rücksicht auf
die Refraktion, etwas weitläufig ist. Die Beobachtungen aller drei Tage
können übrigens auf keine besondere Genauigkeit Anspruch machen.
nommen:
A
log M
0,000
9 999 226 6
0,001
9 990 052 9
0,002
9 998 879 4
410 Kometen.
KK;. Kk'ineiite der Balm des August-Kometen von 1825 (II),
J')e()baclitun5i"eu des im ^oveuiber 1825 (Y) im Eridan erscliie-
ueueu und des merkwürdiiien Biela'sdien Kometen (1826 I)
von kurzer ümlaufszeit, Elemente der Balin desselben und
Bemorlvungen über denselben.
Eingesandt im März 1826.
[Astronomisches Jahrlnith für 182!). S. läO— 124.)
Das vorige Jahr ist auf eine in der Geschichte der Astronomie
ganz beispiellose Weise mit Kometen gesegnet worden, die ich alle,
den einen ausgenommen, der vom Fithrma)tn nur durch die Zwillinge
bis zum Orion lief, und von dem ich Ixghirami's und Hahding's Be-
obachtungen kenne, beobachtet habe. Für diesen August-Kometen habe
ich indessen aus den Florenzer Beobachtungen vom 10., 20. und 24. August
folgende Bahn berechnet:
Zeit des Terihels 1825 Aug. 18,387 93 mittl. (iiittinger Zeit.
Länge des ft . . . == 193« 4' 52"
Länge des Perihelium = 9^ 4T 54"
Liklination . . . . = 88» 29' 39"
log (/ =9 946 198.
Motus directus.
Meine wenigen Beobachtungen des ExcKK'schen Kometen ]ial)e ich
diesem vortrefflichen Rechner und Astronomen im Original geschickt.
Den schönen Kometen im Stiei- und nachher im Walfit^cli habe ich am
12. Oktober zuletzt gesehen; ich hoffe, dass wir ihn nun bald im An-
fange des Mai wieder sehen werden, da er dann über unserem Horizont
wieder aufgeht. Den übrigen Tlieil des Herbstes hindurch war hier
die ^^'itterung so anhaltend trübe, dass wir fast keinen heiteren Abend
hatten, an welchem zugleich kein ]\londschein hinderlich war. Des-
wegen habe ich den sehr kleinen und blassen Kometen, den Pons be-
reits am 7. November 1825 im Eridan entdeckte, erst am 27. Januar
1826 gefunden, da Herr Clavsen's ]\echnnngeu aus IxciHiRAMi's Be-
obachtungen seine noch fortdauernde Sichtl)arkeit und den Ort, wo mau
ihn zu suchen habe, angedeutet liatteu. Die anfangs von Clauskn ver-
muthete starke Abweichung der Bahn dieses Kometen von einer Parabel
und die vermeinte massige Umlaufszeit hat sich nachher nicht bestätigt.
Ich habe diesen Kometen am 12. März zuletzt beoliaclitet, und würde
ihn auch noch nach dem Mondschein in den letzten Tagen des März-
Monats im Brandenburgischen Seepter einige Male haben beoI)aclitiii
Mittl. B
i'enier Zeit
März 28.
8" 24' 19"
„ 30.
8" 51' 29"
,. 31.
8^ 20' 48"
April 7.
8" 36' 30"
„ 8.
8^ 48' 4(5"
» 9.
Si- 39' 15"
„ 10.
8" 48' 47"
106. Ueber den Aug-ust- u. Noveiaber-Konieteu vou 182"i u. d. Kometeu I von lS2ß. 411
können, wenn niclit der höchst merkwürdige von dem Herrn Haupt-
mann VON ßiELA am 27. Februar er. im Widder entdeckte Komet meine
ganze Aufmerksamkeit in Anspruch genommen hätte. Es gebrach mir
an Zeit, beide Kometen an demselben Abend zu beobachten.
Die Nachricht von Herrn von Biela's Entdeckung, seine beiden
Beobachtungen vom 28. Februar und 2. März, auch eine Beobachtung
vom 10. März von Professor Hardino, erhielt ich durch die Güte des
Letzteren schon am 15. März; allein es blieb beständig trübe bis zum
28. März, und ich habe bisher nur folgende Beobachtungen machen können:
Scheinb. gerade Aufsteig. Abweichung
60" 47' 24" + 10» 51' 12"
63» 27' 11" -f 10° 48' 34"
64° 45' 17" + 10» 47' 2"
74» 18' 31" -t- 10» 24' 22"
75» 42' 22" -|- 10» 19' 26"
77» 5' 20" -f 10» 14' 22"
78» 29' 39" + 10» 8' 41"
Der Komet ist gut zu beobachten und wurde immer mit PiAzzi'schen
oder BESSEL'schen Sternen verglichen. Bessel's Zonen leisten vortretf-
liche Dienste.
Gleich naclidem ich ausser den beiden BiELA'schen Beobachtungen
vom 28. Februar und 2. März, auch Harding's Beobachtung vom 12. März
erhalten hatte, suclite ich aus diesen drei Beobachtungen meiner Ge-
wolmlieit nach, um im Allgemeinen die Rotation des Kometen und seiner
Bewegung gegen die Sonne und Erde übersehen zu können, beiläufig
die Bahn des Kometen und fand:
Temp. Perih. Mart. 18,338.
Long. Sl . . = 250» 44'
Perih. . . = 112» 39'
Inklin. . . = 12» 19'
logg . . . = 994 460.
Motus directus.
Die grosse Aehnlichkeit dieser Elemente mit denen, die man für
den Kometen von 1805 gefunden hat, fiel mir gleich auf. Indessen
traute ich meinen Elementen, aus so ungleichen Zwischenzeiten be-
rechnet, nicht genug, um schon über die Identität beider Kometen ent-
scheiden zu können, bis ich vom Herrn Professor Schümachee hörte,
dass Herr Clausen ganz ähnliche Elemente gefunden und die glück-
liche Idee gehabt habe, dass sich durch die Annahme einer Umlaufszeit
von sechs Jahren und etwa neun Monaten die drei "Erscheinungen des
Kometen in den Jahren 1772, 1805 und 1826 völlig würden vereinigen
412 Kometen.
lassen. Jetzt nach Clai-sex's Berechnung seiner elliptisclien Bahn, ver-
glichen mit den Untersuchungen, die unser unvergleichlicher Gauss ehe-
mals über den Kometen von 1805 angestellt hat, bleibt mir gar kein
Zweifel mehr übrig, dass diese drei Kometen identisch sind.
So haben wir also abermals einen kometenartigen Weltkörper kennen
lernen, der, eben wie der ExcKE'sche Komet, immer in unserem Planeten-
system bleibt und sich in seinem Aphelium nur etwas weiter als dieser
bis zwischen die Bahnen des Jnjyiter und Satitr» von der Sonne entfernt.
Er kommt also zu Zeiten dem Jupiter weit näher, als diesem der
ExcKE'sche Komet kommen kann, und erleidet von diesem mächtigen
Planeten weit grössere Störungen in seiner Bahn, wie auch die grosse
Veränderung derselben zwischen 1772 und 1805 zeigt. Dieser Biela'scIic
Komet wird also besonders uns die Masse des Jupiters genau kennen
lehren, die man bisher noch aus Jupiters Einwirkung auf den Saturn und
auf die Asteroiden nielit unmerklich verschieden fand. Aber was diesen
Kometen für uns Erdbewohner ganz vorzüglich merkwürdig macht, ist
die grosse Annäherung seiner Bahn beim niedersteigenden Knoten an
die Erdhahn. Da Herrn Clafsen's Ellipse schon sehr genähert scheint
(denn sie stellt die Beobachtungen im April noch sehr befriedigend dar),
so habe ich nacli derselben berechnet:
Heliocentrische Elongation des Punktes der Ko-
metenbahn, der der Erdbahn am nächsten liegt,
vom niedersteigenden Knoten . . . . = -|- 1*^ 3' 52"
Heliocentrische Länge dieses Punktes der Kometen-
bahn in orbita = 720 ;U' 2"
Heliocentrische Länge des Punktes der Erdbahn,
der der Kometenbahn am näclisten liegt = 72" 29' 26"
Abstand beider Punkte von einander . . = 0,005 5604,
die mittlere Entfernung der Sonne von der Erde = 1 gesetzt,
oder ungefähr l;];{J- Halbmesser der Erde.
Der Komet blieb also diesmal nur etwas mehr als doppelt so weit
von der Erdbahn entfernt, als der gnisste Abstand des Mon(l(>s von
der Erde beträgt. Jupiters Einwirkung kann und muss diesen kleinsten
Abstand des Kometen von der Erdbahn bei jedem Umlaufe verändern,
vergrössern oder verkleinern; aber man sieht, dass es nicht ganz un-
möglich ist, dass dieser Komet nocli einst in einer ungemein grossen
Näiie bei uns vorbeigehen, ja unsere Erde mit seinem Dunstkreise be-
rühren kann. Ich sage, 7iic1it ganz unmöglich, obgleicli die Wahr-
scheinlichkeit einer wirklichen Berührung für jeden Umlauf äusserst
klein ist. Al)er so klein diese Wahrscheiniiclikeit auch ist, so giebt
doch dieser Umstand der ganz genauen Berechnung der Bahn dieses
Kometen und einer völlig scharfen Bestimmung aller Perturbationen,
107. Auszug- aus zwei Schreiben, deu Biela'schen Koni, von 1826 (I) betreffend. 413
die er erleidet, eiu grosses Interesse. Dieser BiELA'sche Komet hat
eine sehr grosse ausgedehnte Atmosphäre; aber das, was einem festen
Kern in ihm einigermaassen ähnlich sieht, gewiss aber kein wirklich
fester Kern ist, schien am 8. December 1805, da wir ihn in seiner da-
maligen grössten Erdnähe betrachten konnten, nur sehr klein. Wie
gross der Durchmesser dieser Kometenatmosphäre eigentlich ist, wird
sich erst berechnen lassen, wenn auch die wahre Bahn, die dieser
Komet 1805 beschrieb, völlig genau berechnet ist; denn die Parabel
und die Ellipse geben seinen Abstand von der Erde am 8. December 1805
sehr verschieden an.
107. Auszug aus zwei Sclireibeu, den Biela'schen Kometen
Yon 1826 (I) betreifend.
Bremen 1826, April 13 und 29.
[Schnmaehei-'s Astronomische Kachrichten, Ud. IV, S. 517. Mai 1826.]
Den A'^on Herrn von Biela entdeckten Kometen habe ich vier Mal,
wie ich glaube, gut beobachtet.
April
7.
8'' 36'
30"
740 18'
31,4"
+ 10« 24'
21,8"
8.
8^ 48'
46"
75« 42'
22,3"
+ 10« 19'
26,5"
9.
8" 39'
15"
77« 5'
20,2"
+ 10« 14'
21,9"
10.
8^ 48'
47"
78« 29'
39,0"
+ 10« 8'
41,2"
CLArsEx's Ellipse scheint noch wenig abzuweichen, so dass man
die Dimensionen der Bahn schon als nahe richtig bestimmt ansehen kann.
Erst am 25. April wurde es wieder heiter. Die Luft war recht
durchsichtig, aber die Dämmerung schien ungewöhnlich lange zu dauern.
Ich erstaunte, den Kometen, den ich am 10. noch so gut beobachten
konnte, so äusserst schwach zu finden. Der Theorie nach sollte er
noch über f der Lichtstärke haben, die er am 10. April hatte. Aber
die Ein- und Austritte, besonders die ersten, waren nicht mehr mit
Gewissheit zu erkennen, und unerachtet fünf angestellter Vergleichungen
mit einem PiAzzi'schen Stern ist die Position des Kometen ungewiss.
April 25. 9"^ 26' 45" 99« 42' 41": 8« 3' 24"::
Gestern am 28. ward es gegen 10 Uhr, wie der Komet schon sehr
niedrig war, wieder heiter. Der Komet musste sehr nahe bei den
beiden BESsEL'schen Sternen
6'' 55' 25,96" + 7« 29' 8,1" und 6'' 55' 29,20" + 7« 99' 9,1"
414 Kometeu.
stehen; allein er war durchaus nicht zu sehen. Vielleicht bedeckte er
gerade den vorhergehenden der beiden Sterne, der mir wirklich etwas
nebelig vorkam.
Ich werde bei heiterm günstigen Wetter noch einen Versuch machen,
den Kometen zu beobachten; gelingt der aber nicht besser, so muss ich
die ferneren Beobachtungen Astronomen überlassen, die jüngere Augen
und bessere Fernröhre haben als ich.
108. Auszug aus zwei Schreiben, tleu Biela'sclien Kumeteii
von 1826 (I) betreffend.
Bremen 1826, April 24, Mai 1.
[Scbuuiacher's Astronomist-lie Nuclirichteu. Bd. IV, S. 501. .502, älS. Mai 182G.]
Uebersetzung in; Uibliotheque universelle de Genöve. Sciences et arts. Tome XXXU Xo. 4 Aoüt l.S2li S 241
nnd nach dieser in: The Quarterly Journal Londou 1827. Vol. XXII S. .172.
"Was den von Herrn von Biel.v am 27. Februar entdeckten Kometen
für uns Erdbewohner noch besumlers merkwürdig macht, ist die sehr
grosse Annäherung seiner Bahn heim niedersteigenden Knoten an die
Erdhahn. Aus der CLArsKN'scheu Elliiise, die nach der fortwiilirenden
guten Uebereinstimmung mit den letzten Beobachtungen der ^\'ahrlleit
schon sehr nahe zu kommen scheint, habe ich berechnet:
Heliocentrische Elon^ation des Punktes der Ko-
metenbahn, der der Krdbalin am nächsten liegt,
vom niedersteigenden Knoten .... = + 1 " 3' 52"
Heliocentrische T.änge dieses Punktes in orbita = 72** 31' 2"
Heliocentrische Länge des Punktes der Erdbahn,
der der Kometenbahn am nächsten liegt = 72" 29' 26"
Abstand beider Punkte von einander . . . = 0,005 560 4
oder etwa 133J Halbmesser der Erde.
Der Komet blieb also diesmal nur etwas mehr als doppelt so weit
von der Erdbahn entfernt, als der grösste Abstand des Mondes von
der Erde beträgt. Keiner unter allen bisher berechneten Kometen, den
Kometen von 1680 ausgenommen, ist der Erdbahn so nahe gekommen.
Die Perturbationen, die die Bahn des Kometen von den Plauetpu, be-
sonders von dem mächtigen Jupiter erleidet, müssen diesen Abstand bei
jedem Umlaufe des Kometeu verändern; können ihn aber eben so ;iiit
vennindern als vermehren, und so ist es nicht ganz unmöglirli, dass
108. Auszug aus zwei Scliieibeu, ileu Biela'scheu Kom. von 1826 (I) betreffeud, 41. "i
dieser Komet noch einst in einer ungemein grossen Nähe bei uns vor-
beigehen, ja unsere Erde mit seinem Dunstkreise berühren kann. So
äusserst, ja fast unendlich klein die Wahrscheinlichkeit eines solchen
Ereignisses für jeden einzelnen Umlauf des Kometen auch ist, so giebt
doch diese Möglichkeit der ganz genauen Berechnung der jedesmaligen
Bahn dieses Kometen und der scharfen Bestimmung aller Störungen,
die sie erleidet, ein verdoppeltes Interesse. — Die Ausdehnung der
Atmosphäre dieses Kometen ist, wie wir am 8. December 180ö gesehen
haben, sehr gross: wie gross wird sich erst bestimmen lassen, wenn
wir die Bahn, die der Komet damals beschrieben hat, genauer kennen.
Dasjenige hingegen, was einem festen Kern in diesem Kometen einiger-
maassen ähnlich sieht, aber gewiss dem bei weitem grössten Theile
nach nicht fest ist, wurde damals sehr klein gefunden.
Auch ist es wenigstens denkbar, dass unsere Nachkommen noch
dereinst eine Verfinsterung dieses Kometen durch den Erdschatten be-
obachten und so die Frage über das eigenthümliche Liclit der Kometen
völlig entscheiden können. Ueberhaupt "wird der Umstand, dass dieser
Komet uns zuweilen beträchtlich nahe kommt, hoffentlich dazu beitragen,
uns die Natur dieser noch immer räthselhaften Weltkörper besser kennen
zu lehren.
In Bezug auf meinen Brief vom 24. April (Astronom. Xaclirichten,
Bd. IV, Xo. 95, S. 501) bemerke ich noch Folgendes:
„Dass eine solche blas mögliche, aber sehr wenig wahrscheinliche
Berührung unserer Erde von der Atmosphäre des Kometen, wenn sie
auch einst geschehen sollte, weder für die Erde selbst, noch für ihre
Bewohner irgend erhebliche Folgen befürchten lasse, brauche ich wohl
kaum zu erinnern. Selbst auf die Witterung dürfte ein solcher Vorfall
immer unbedeutenden Einfluss haben. Mit Unrecht, wie ich glaube,
haben einige Physiker den trockenen Nebel oder Höhenrauch, der im
Sommer 1783 fast zwei Monate hindurch Europa, SjTien und Nord-
Afrika bedeckte, der Vermischung einer Kometenatmosphäre mit der
unsrigen zuschreiben wollen. Die so feine und durchsichtige Kometen-
atmosphäre, durch die man auch die kleinsten Sterne sieht, kann un-
möglich das Licht der Sonne in dem Grade schwächen und röthen, wie
es im Junius und Julius 1783 durch den Höhenrauch geschah.
Mit Verlangen sehe ich den ersten Resultaten von Clacsen's Rech-
nungen und späteren Beobachtungen entgegen.
Ich lege einen Brief von Rümkee bei, den ich dieser Tage erhalten
habe. Er enthält unter anderen Beobachtungen des von Gajtbaet am
19. Mai 182.5 entdeckten Kometen vom 9. bis 15. .Julius. Ich weiss
nicht genau, wie lange dieser Komet in Europa beobachtet ist, kenne
4l(j Kometen.
aber bis jetzt keine spätere Beobaclituno: als vom 2. Julius. Poxs sah
den Kometen noch am 14. Julius uud an diesem Tage zuletzt. Rümkeu's
Bahnbestimmung:, blos aus seineu Beobachtungen, A'erdient auch gedruckt
zu werden.
lOll. Auszug aus oiiiein Sclireibon, deu Biela'sclieu Kometen
von J82() betreffend.
Bremen 182(3, Mai 1.
[Schumacher's Astronomische Nachrichten, Bd. IV, S. ,517. 5Iai i8ä6.]
Gestern bei dem heitersten Wetter konnte ich deu Kometen wieder
sehen, ja auch erträglich beobachten. Ich habe ihn vier Mal mit dem
Stern der 52. BEssEi/schen Zone 7^ 4' 35,20", +7'' 2' 53,1" verglichen
und im Mittel nach gehöriger Eeduktion erhalten:
April 30. O" 37' 44" 10(5" 38' 26" + 7« 6' 5".
Ich werde aber doch nun die weitere Verfolgung dieses Kometen
aufgeben, überzeugt, dass man ihn im südlicheren Deutschland uud
Frankreich bei der dort kürzereu Abenddämmerung viel besser be-
obachten kann. Ich hotfe, man wird ihn dort bis zum nächsten Mond-
schein sehen.
110. Auszug aus einem Schreiben, den von Pons am 7. August
entdeckten Kometen von 182(1 betrettend.
Bremen 1826, September 21.
[Schumacher's Astronomische Nachrichten. lid. V. S. 283—280. nccembi-r lfi2ß,)
Unerachtet mir die ungewohnten Nachtwachen nicht recht wohl
bekommen, so kann ich es doch nicht lassen, zuweilen den Kometen zu
betrachten, der unerachtet des noch so hellen Mondscheins jetzt sehr
schön sowohl im Dollond als im Kometensucher zu sehen ist. Am 8.,
10., 13. und 17. September habe ich ihn jedoch nicht eigentlich be-
obachtet, weil mich dies zu weit in die Morgenstunden geführt haben
würde; sondern mich mit einer beiläufigen Ortsbestimmung begnügt,
Nur in der letzten Nacht habe ich ilm seclis Mal mit vier BKssr.i/schcn
Sternen verglichen und daraus erhalten:
Sept. 20. 14" KV 18" mittl. Br. Zeit 1 12" 35' 48" -\- 8" 45' 51"
112. Auszug- aus einem Schreiben, den Kometen IV von 1826 betreffend. 417
111. Auszug aus eiuem Sclireibeu, deu Kometen III vou 1826
l)etreffeu(l.
Bremen 1827, April 2.
[Schuraacber's Astronomische Nachricbtea, Bd. V, S. 407. Juni 1827.]
Der Komet, den Eümkee am 4. September 1826 im Orion entdeckt
hat, ist derselbe, den Pons schon am 8. nnd Gtaübart am 15. August
im Eridan aufgefunden hat, und den wir in Europa bis Ende November
beobachteten. Da meine Beobachtung vom 26. November vielleicht eine
der letzten ist, die wir von diesem Kometen haben, so füge ich sie bei:
Mittl. Bremer Zeit ^R h
1826. Nov. 26. 13" 21' 1" 189" 56' 31" + 25" 16' 15"
Es war dunstige Luft; der ohnehin schwache Komet deswegen
schwer zu sehen. Er wurde mit zwei PiAzzi'schen Sternen, mit jedem
zwei Mal, verglichen.
112. Auszug aus einem Schreiben, den von Pous am 22. Oktober
entdeckten Kometen IV you 1826 betreffend.
Bremen 1826, November 20.
[Scburaacber's Astronomische Nachricliten, Bd. V, S. 243—316. November 1836]
Obgleich Gambäet's Elemente des neuen Kometen nur aus einer
Zwischenzeit von zwei Tagen abgeleitet sind, so glaubte er doch daraus
mit Sicherheit vorhersagen zu können, der Komet werde am Tage seines
Perihels vor der Sonnenscheibe von der Erde aus gesehen vorüber-
gehen. Nach seiner Rechnung erfolgte der Eintritt den 18. November
um T*" 3', der Austritt um 10'' 2' Morgens und die kürzeste Distanz
der Mittelpunkte war 5'. Die Länge des Sh sei, meint er, sicher be-
stimmt, und darnach müsse immer ein Durchgang am Tage des Perihels
erfolgen, wenn dies zwischen dem 17. und 20. November eingetreten sei;
für obige Zeiten des Ein- und Austritts wolle er aber gar nicht einstehen.
Ich lasse die Gewissheit dieses Dui-chganges dahin gestellt sein.
Hier wenigstens hat durchaus nichts davon gesehen werden können;
denn am 17., 18., 19. und auch bis jetzt am 20. November war der
Himmel anhaltend bedeckt, ohne irgend einen einzigen Sonnenblick. —
Olbers I 27
418 Kometen.
Aber was mich gewissermaassen mehr interessirt, und wovon Gambaet
nichts erwähnt, ist, dass, wenn diese Elemente riclitig sind, wir den
Kometen sehr bald am Abendhimmcl wieder selten iverden. Der Komet
schwingt sich nämlich gleichsam nur um die Sonne, um wieder nach
Norden hinaufzusteigen. Er geht 8'' 4ö|-' vor seinem Perihel durch
den y, und ■i'' 20' nach dem Perihel schon wieder durch Sh; so dass
er von seiner ganzen, vielleicht mehrere Jahrhunderte dauernden Um-
laufszeit nur 13 Stunden 5' südlich von der Ebene der Erdbahn sich
befindet. — Am 24. November ist er geocentrisch schon wieder \1\^
von der Sonne entfernt, steht um 4 Uhr Abends in 243" 3' yR und
3" 20' südlicher Deklination links aufwärts von d und e im Schlangen-
träger, geht erst gegen 6 Uhr unter, und da er dann 3 Mal mehr Licht-
stärke hat, als am 1. November, wie ihn Nicollet in Paris mit blossen
Augen sah, so muss er bei heiterer Luft in der Abenddämmerung schon
recht gut zu sehen sein. Vielleicht sind Spuren seines Schweifes, der
aber gegen die Erde gar nicht vortheilhaft liegt, schon am 22. und
23. November wahrzunehmen. Nach dem 24. kommt er immer besser
aus der Abenddämmerung heraus zu Gesichte, wenn gleich seine Licht-
stärke ziemlich schnell abnimmt. Er läuft ijuer durch den Oplnuchus
zwischen a Ophiuchi und o Herkitlis hindurch bis zum Cerhcrus, wie
aus folgender sehr flüchtig berechneter kleiner Ephemeride erhellt:
Nov. 28.
4U
247" 46'
+ 2" 28'
Dec. 6.
4"
256" 35'
+ 12" 1'
„ 16.
4h
265" 23'
-1- 20" 56'
„ 26.
4h
273" 8'
-f 27" 27'
Am 26. December ist seine Lichtstärke noch 0,11, wenn sie am
31. Oktober = 1 gesetzt wird. Wie lange wir den Kometen noch selien
werden, wage ich nicht zu bestimmen, weil ich seine (irösse und Kon-
sistenz nicht aus eigenem Anblicke habe kennen lernen können.
Alles dies hängt indessen natürlich von der Zuverlässigkeit der
GAMBAKT'schcn Elemente ab. Um diese einigernmassen zu prüfen, habe
ich daraus für die erste mir gütigst mitgetheilte Heobaclitung von
luGHiRAJir die scheinbare yli und Deklination berechnet und gefunden:
Okt. 23. 7" 40' 6" Flor. yR = 215" 22' 27" Deklin. = 43" 38' 50"
Die Jl ist 3' 21" zu klein, die Deklination 3' 7" zu gross. Ganzi
erträgliche Fehler! Sollte indessen Herr Claitsen oder Herr Peters sich
die Mühe geben wollen, aus IxiiHTKAMi's Beobachtung die GAiinART'schen
Elemente zu korrigiren, so wird eine zuverlässigere Ephemeiide des|
Kometen für seine Wiedererscheinung berechnet werden kiiniien.
114. Ueber die Wiedererscheinuug' des Encke'sclien Kometen im Jahre 1828. 419
113. Auszug aus emem Sclireibeu, die yermuthete Identität
des Kometen II von 1827 mid Kometen I von 1780 betreffend.
Bremen 1827, November 19.
[Schamacher^s Ästronomisclie Nachrichten. Bd. Tl. S. 145 — 14S. December 1827.]
Herr Clüvee hat auf meine Bitte eine neue Berechnung der Bahn
des ersten Kometen von 1780, von dem ich ihm alle bekannt gewordenen
Beobachtungen mitgetheilt hatte, unternommen. Wie ich vermuthet
hatte, wollte eine Ellipse von 47 Jahren, also noch viel weniger eine
von noch kürzerer Umlaufszeit gar nicht passen, sondern gab Fehler
von 10' bis 12' in den Beobachtungen. Die von ihm gefundene ellip-
tische, von der Parabel ganz unmerklich abweichende Bahn erhalten
Sie hierbei. Damit ist es also völlig erwiesen, dass der zuletzt gesehene
Komet mit dem ersten von 1780 nicht identisch ist.
Zeit des Perihels 1780 Sept. 30,9.32 80 mittl. Par. Zeit.
log 5 = 8,983 641 8
e = 0,999 946
p = 246" 35' 59"
Sh = 123» 41' 18" vom mittl. Aeq. Okt. 26.
i = 54« 23' 12".
Herr Clüvek fügt folgendes hinzu:
Mit den verbesserten Sonnenörtern aus CAELnn's Tafeln wurden
vermittelst Lexell's zweiter Parabel alle Oerter des Kometen berechnet,
diese mit den beobachteten, die zuvor auf mittlere gebracht waren,
verglichen, und daraus drei Normalörter für den 26. Oktober, 15. und
28. November abgeleitet, an welche sich die vorstehende Bahn schliesst.
Die Störung der Knoteulänge dieses Kometen durch den Merkur
ist fast Null, sie betrug in ihrem Maximum am 1. Oktober nur 0,001 07".
114. Ueber die Wiedererscheinung des Encke'sclien Kometen
im Jalu-e 1828.
[Schnraacher's Astronomische Nachrichten, Bd. VII, S. 50. December 1828.]
Herr Dr. Olbers sah ihn zuerst am 2. Novemher gegen Mittemacht, konnte ihn
aber in die.ser Nacht nicht beobachten. Er schreibt mir unter dem 10. November:
Der Komet nimmt sichtbar an Lichtstärke und Helligkeit zu und
ist im Kometensucher sehr gross und augenfällig, im DoUond aber blass
und ganz unbegrenzt, deswegen, wenigstens für mich, noch äusserst
27*
420 Kometen.
schwer zu beobachten. lu der Ferne, wie jetzt, habe ich diesen meinen
alten Bekannten weder 1795. noch 1805 und 1825 gesehen, wahr-
scheinlich, weil ich ihn nie in einem solclien Abstände von der Sonne
gesehen habe. Von meinen Beobachtungen setze ich nur zwei her. Am
4. November kam der Komet mit einem kleinen Stern, dessen Ort icli
durch vier Beobachtungen bestimmte, in eine sehr nahe Konjunktion:
sein Mittelpunkt blieb etwa 30" bis 40" meiner Schätzung nach von
demselben nördlich. Gestern verglich ich den Kometen wirklich mit
zwei Bessei i' sehen Sternen.
Mittlere Zeit JR S
Nov. 4. 12'' 11' 10" 341« 51' 52" +23» 45^:
„ 9. IP 14' 0" 3850 5' 54" + 21" 29':
Die Ephemeride giebt die ^K noch immer 2' bis 2k'. die Dekli-
nation r bis 2' zu klein.
115. Auszug aus einem Sclireibeu, den Kometen II von 1827
und den Eucke'sclien Kometen von 1828 betreffend.
Bremen 1828, November 17.
[Scbamacber's Astronomischo Nachricliteu. IM. VII. S. 61— G4. Deceinber 1828.1
Den ENCKE'schen Kometen habe ich zuletzt am 10. November be-
obachtet, und vier Mal mit einem Stern der Histoire Celeste verglichen,
wofür ich vermittelst der Hülfstafeln fand:
1800 334" 18' 58,5" (42,64) + 20" 51' 21,8" (4- 18,06).
Die Beobachtungen gaben für den Kometen:
Nov. 10. 11" 38' 50" 334" 55' 16" + 20" 58' 2".
Zu meinem grossen Vergnügen scheint der Fehler der Epliemeride
ziemlich konstant zwischen 2' 0" und 2' 30" zu bleiben, so dass sich
die Annahme eines widerstehenden Mittels doch wohl vollkommen recht-
fertigen wild. Vom 10. bis zum 16. ist es immer trübe gewesen, und
nun muss ich die Beobachtungen bis nach dem Vollmond verschieben.
Herr Professor Nicol.vi forderte mich neulich auf, Herrn ('LihKU,
der sich bekanntlich schon mit der Bahnbestimmung des zweiten Kometen
von 1827 beschäftigt hatte, zu ersuchen, auch die Mannliehner Be-
obachtung vom 16. Oktober, die einzige, so viel ich weiss, die nach dem
Perihel gemacht worden ist, mit in Kechnung zu ziehen. Mein junger
Freund liat auf meine Bitte diese Arbeit willig übernommen. Das
Resultat seiner Bemühung ist folgendes:
115. Auszug- aus einem Schreiben, den Encke'schen Kometen von 1828 betreffend. 421
Farabolische Elemente der Bahn.
Temp. Perih. Sept. 11,696 82 mittl. Bremer Zeit.
Longit. Sl. . . = 149« 41' 14,7" Aeq. med. Äug. 17.
Longit. Perihelii = 250° 59' 40,2"
Inclinatio . . . = 54" 6' 2,0"
log r^ . . . . = 9,189118 4.
Motus retrogradus.
Diese Elemente schliessen sich an drei Normalörter, vom 19. und
29. August und vom 16. Oktober an. Die beiden äusseren Oerter stellen
sie genau dar, so wie die Rektascension des mittleren, geben aber die
Deklination um 1' 47,4" zu klein. Die Excentricität, wodurch dieser
Fehler weggeschafft wird, ist jedoch nur unbedeutend, wie nachstehende
Elemente zeigen.
Elliptische Elemente.
Temp. Perih. Sept. 11,717 35 mittl. Bremer Zeit.
Longit. ft . . . = 149** 39' 10,7" Aeq. med. Aug. 17.
= 250» 57' 12,0"
= 540 4' 42,1"
Longit. Perihelii
Inclinatio . .
e
log g- ...
T
= 0,999 273 05
= 9,139 385 7
= 2611 Jahre.
Konstanten.
x = n log 9,960 217 2 . r sin (187« 39' 21,1" + cp)
y = n log 9,685 506 . r sin (381" 39' 48,3" + <p)
z = n log 9,984 809 . r sin (270" 43' 23,4" + (p).
Mit diesen Elementen sind nun alle Beobachtungen verglichen,
welche in.sgesammt von der Parallaxe, Aberration, Nutation und Prä-
cession befreit und auf das mittlere Aequinoktium des 17. August ge-
bracht sind.
Vergleichimg der Rechnung mit den Beobachtungen.
(Die Meridianbeobachtungen sind mit einem * bezeichnet.)
Beobachtungsort
A«
A<5
Speyer
Aug. 17.*
+ 10,4"
— 1,8"
Speyer
.. 17.
+ 1,5"
+ 30,1"
Speyer
.. 17.
+ 13,4"
— 1,2"
Speyer
, 18.*
— 3,3"
+ 2,7"
Speyer
.. 19.
—
+ 22,9"
Speyer
„ 20.
— 17,8"
+ 4,7"
Göttingen
„ 20.*
— 11,1"
+ LI"
422
Kometen.
Beobachtungsort
A«
AS
Speyer
Aug.
20.*
+
15.2"
- 1,5"
Göttingen
))
21.*
—
8,7"
+ 7,0"
Speyer
))
21.*
+
7,1"
+ 3,1"
Speyer
))
22.
—
10,6"
— 19,6"
Göttino:en
»
22.*
+
6,2"
+ 4,5"
Mannheim
r
22.*
—
4,9"
— 37,5"
Speyer
r
22.*
+
13,2"
+ 1,0"
Mannheim
r
23.*
+
4,1"
— 49,8"
Speyer
II
23.*
+
12,2"
— 6,2"
Speyer
I)
28.
+
32,7"
—
Speyer
n
28.
+
28.2"
— 11,2"
Speyer
II
29.
—
11,3"
+ 7,1"
Maunlieim
Okt.
16.
—
0,2"
+ 0,7"
Auch über den von Herrn Cacciatore im südlichen Teleskop ent-
deckten, vermeintlich neu entstandenen, Nebelfleck, lässt sich nun ein
entscheidendes ürtheil fällen. Dieser Nebelfleck kommt nämlich in dem
höchst schätzbaren Catalogne of nebula and dusiers of stars in the
Southern Hemb^pherc A'on Herrn Dunlop (Pliil. Transactions for the year
18i!S, P. I, p. 138) unter 473 vor, und Herr Dunlop beschreibt ihn so:
A very hiight round highly Condensed nebula, about 3' diameter.
I can resolve a considerable portion round the margin: but the
compression is so great near the cenfre, that it woidd requirc a
very high power, as well as light, to separate the stars; the stars
are rather dttsky.
Es leidet also wohl keinen Zweifel, dass dieser Nebelfleck von
La Caillk wegen der Schwäciie des angewendeten Fernrohrs, und von
PiAzzi, so wie früher von Cacciatore wahrscheinlich wegen seines
niedrigen Standes und des erleuchteten Gesichtsfeldes, nur übersehen
worden, und schon immer dagewesen ist.
IUI. -Viiszug aus einem Schreiben, den Kiieke'selien Kometen
von 1828 betrelfeiid.
Bremen 1828, Deceniber 6.
[5c)inmacher*s Äatronomisclie Nachricliion, Itd. VII, S. inj, lOG. .Taiiiiur 1830.]
Am 25. November war es ungemein heiter und der Komet sehr
schön zu sehen. Sein noch immer unbegrenzter, auch im Dollond 4' bis 5'
116. Auszug aus einem Schreibeu, den Encke'schen Kometen von 1828 betreffend. 423
im Durclimesser haltender Nebel war gegen die Mitte viel heller, aber
ein eigentlicher Kern blickte nicht durch. Es waren drei BEssEL'sche
Sterne zugleich mit dem Kometen im Felde des Fernrohrs; aber es
ward mir sehr schwer, sie unter mehreren anderen, theils helleren,
theils eben so hellen, die sich gleichfalls im Gesichtsfelde fanden, zu
erkennen. Es scheint, dass unser vortrefflicher Bessel bei seinen Zonen-
Beobachtungen oft absichtlich die helleren Sterne vorbeilässt, um desto
mehr Zeit zur Beobaclitung kleinerer zu gewinnen, in der allerdings
wahrscheinlichen Erwartung, dass jene grösseren Sterne schon im Piazzi
oder in der Histoire Celeste vorkommen werden. Hier war dies nicht
der Fall, und die helleren Sterne waren nirgends bestimmt; und so
verkannte ich wirklich einen BESsEL'schen Stern, der sich am besten zur
Vergleichung mit dem Kometen geeignet hätte:
28. Zone. 9. 21" 16' 26,09" + 12° 45' 32,7"
und nahm statt dessen
8. 9. 21" 16' 10,70" + 12° 40' 54,2".
Der Komet wurde 7 Mal mit diesem Stern verglichen, wodurch
ich erhielt:
Nov. 25. 7" 23' 20" 319" 27' 4" + 12" 48' 35".
Am 26. November trübe. Am 27. nur auf kurze Zeit heiter. Der
Komet wurde in der Eile 3 Mal mit unbekannten Sternen und nur ein-
mal mit einem Stern der Histoire Celeste verglichen, woraus sehr unzu-
verlässig folgte:
Nov. 27. 7" 16' 8" 317" 82' 2" _ _ _
Der trübe Himmel klärte sich erst am 1. December nach einem
den ganzen Tag hindurch dauernden Schneegestöber wieder auf, und
nun konnte der lichtstarke Komet mit dem PiAzzi'schen Stern H. XX,
No. 422 8 Mal verglichen werden; 6 Mal am DoUond durch mein ge-
wöhnliches Kreis-Mikrometer, und 2 Mal am Feauenhofek, hauptsächlich
für die Eektascension durch ein doppeltes Ring-Mikrometer. Da es sein
kann, dass ich am Ring-Mikrometer den Mittelpunkt des Kometen anders
schätze, als am Kreis-Mikrometer, so sondere ich beiderlei Beobachtungen
von einander ab:
Dec. 1. 7" 11' 17" 313" 45' 3,4" + 9" 16' 30,6"
8" 36' 21" 313" 41' 34,9" —
folgende erhalten können:
Dec. 1.
7" 11' 17"
„ 1-
S"- 36' 21"
.. 6.
6" 28' 14"
„ 9.
e»- 7' 48"
„ 10.
6'' 35' 19"
„ 15.
5" 38' 44"
424 Kometen.
117. Auszug ans einem Briefe, den Encke'schen Kometen
Ton 1828 betreffend.
Bremen 1828, December 29.
[Schumachers Astronomische Nachrichten, Bd. VII. ?. 105 — 108. Januar 1829.]
Wie ich voraus befürchtete, ist die Witterung im iFonat December
den Kometen-Reobachtungeu sehr ungünstig gewesen und ich habe mir
H13« 45' 3" 4- 9« 1(5' 31"
313« 41' 35" —
308« 56' 36" + 6" 10' 9"
305° .54' 59" + 4« 10' 14"
304« 51' 21" + 3« 28' 13"
299« 17' 2" — 0° 14' 1.5"
Am 6. erfüllte der unglückliche, schreckliche Brand einer grossen
Zuckerfabrik, die zwar in einem entfernten Theile der Stadt, jenseits
der Weser, aber doch im Südwesten lag, die ganze Himmelsgegend, in
der der Komet stand, so mit stark erleuchtetem Raudi, dass der Komet
immer sehr schwach zu sehen war, zuweilen ganz verschwand. Am 9.
war heftiger Sturm, der das Fernrohr zuweilen erschütterte; doch hoffe
ich, dass dies keinen nachtheiligen Eintluss auf die Beobachtung gehabt
hat. Am 10. wai' erst Verwirrung in den um den Kometen stehenden
Sternen. Da wo Bessel seinen Stern 9. Gr. Zone 5. 20'' 16' 47,36" hin-
setzt, waren zwei Sterne neben einander, ivovon der hellere etwas süd-
lich folgte; hingegen war der Stern 8. 9. Grösse 20'' 17' 58,80" gar
nicht vorhanden. Die Histoire Celeste setzt in die Gegend des ersten
Sternes wirklich zwei am 3. Faden beobachtete Sterne, p. 190:
3. Faden Zcn.-Disf.
9. Grösse 20'' 14' 49,5" 45" 26' 30"
8. 9. „ 20" 14' 33,5" 45« 28' 4"
Diesem widerspricht, dass der vorhergehende Stern der weniger
helle und mehr nördliche war. Es ergab sich endlich, dass hier sowohl
in der Histoire Celeste als auch bei Bessel ein Schreib- oder Druck-
fehler Statt findet. Bei Bessel muss für den zweiten Stern statt
20'' 17' 58,80", 20'' 16' 58,80" gelesen werden, und in der Histoire Celeste
ist der Stern 20'' 14' 33,5" nicht am dritten, sondern am mittleren Faden
beobachtet. Aber auch nach diesen Verbcsserungen sind diesmal die
Angaben der Histoire Celeste mehr als gewöhnlich von den BEssEi/sclien
verschieden. Auf 1825 reducirt findet sich nämlich:
118. Extract of a letter fruiii Dr. Olbere to .T. W. Herschel. 425
_/fl Deklination
Bist. cel. Bessel Unterschied Eist cel. Bessel Unterscliied
9. 304"3'30,:r 304» 3' 48,5" +18,2" 3" 27' 6,4" 3" 27' 0,1" — 6,3"
8.9. 304" 6' 24,4" 304» 6' 40,1" +15,7" 3» 25' -32,4" -3» 25' 30,9" —1,5"
Sollten diese beiden Sterne vielleicht eine ziemlich gleiche, eigene
Bewegung nach Osten haben? Bei der Eeduktion der Beobachtungen
habe ich natürlich Bessel's Positionen vorgezogen und gebraucht. Am
15. hatte sich der den ganzen Tag anhaltende Nebel nur auf kurze
Zeit so weit aufgeklärt, dass man mit blossen Augen die grösseren Sterne
und im Fernrohr den Kometen erkennen konnte. Aber der bald wieder,
noch lange vor Ende der Abenddämmerung eintretende stärkere Nebel
schwächte den Kometen und machte ihn erst unterbrochen und dann ganz
unsichtbar. Unter solchen Umständen konnten die drei Vergleichungen,
die ich dem Himmel gleichsam abtrotzte, wohl keine grosse Sicher-
heit gewähren. Unter den drei Sternen, mit denen ich den Kometen
verglich, und die sowohl bei Bessel als in der Histoire Celeste vor-
kommen, stehen auch zwei bei Piazzi {XIX, 365, 376). Diesmal har-
moniren Piazzi und Bessel nicht sonderlich, und weichen besonders bei
No. 376 in der Ji 15,5" von einander ab. Die Histoire Celeste stimmt
nahe mit Piazzi. Den BEssEL'schen Stern
Zonen, 9. Gr. 19" 54' 47,64" — 0" 16' 6,7"
konnte ich durchaus nicht finden, und ich kann doch kaum glauben,
dass ihn blos der Nebel verdeckte.
Seit dem 15. December bis heute ist es beständig, wenigstens bis
nach dem Untergange des Kometen, trübe gewesen, so dass ich ihn kein
einziges Mal wieder habe erblicken können. Jetzt ist er längst unter
den Sonnenstrahlen verborgen.
118. Extract of a letter fi'om Dr. Olbers to .1. F. W. Herscliel
Esq., President of tlie Society.
[Memoirs of the Astronomical Society of Loudon, Vol. IV. Part 1. .•<. IS7— 189. London 1830.)
I in vain sought for Encke's comet in September and October
and only got sight of it for the first time on the 2'' of November. The
almost constant cloudy State of the weather prevented my getting other
than the following observations:
426
Kometen.
1828 :
Mean time Bremen
Appar. yß
Appar.
Dediu.
Nov. 3.
12'' 8'
—
3430
7'
44"
+
24"
10'
6"
„ 4.
12'' 11'
—
341°
57'
52"
+
23«
45'
17"
„ 5.
ll'' 40'
—
340°
46'
52"
+
23°
20'
33"
„ 0.
11" 13'
59"
336«
5'
54"
+
21°
29'
19"
„ 10.
11" 38'
50"
3340
55'
16"
+
20°
58'
2"
„ 25.
7" 23'
20"
3190
27'
4"
+
12°
48'
35"
„ 27.
7" 16'
8"
3170
32'
2"
—
—
—
Dec. 1.
7" 11'
17"
313"
45'
3"
+
9°
16'
31"
„ 1-
8" 36'
21"
313"
41'
35"
—
—
—
„ 6.
6" 28'
14"
308«
56'
36"
+
6°
10'
9"
„ 9.
6" 7'
48"
305°
54'
59"
+
4°
10'
14"
„ 10.
6" 35'
19"
304»
51'
21"
1
3«
28'
13"
„ 15.
5" 38'
44"
299"
17'
2"
—
0»
14'
15"
The first observations owing to the faintness of the comet, are
uncertain. The comet was a ver}^ diftuse aud feeble iiebula, whose
middle it was difficult to estimate with any certainty; after the end
of November it was easier to observe. I purposely used, for these
observations, the same telescope and niagnifying power with which I
observed it in 1795, 1805 and 1812"), that I niiglit, as far as recoUection
would enable me, assure myself whether, in the thirty-three years past,
it had undergone any change of appearance not dependent on its ditference
of Situation with respect to tlie sun und earth; but the bad weather,
and a sky scarcely ever free from haze, prevented my forming any
tolerable judgraent on this point. In the year 1805 only did I see
any tail distinctly to this comet; this time, and in 1795, I could perceive
no trace of any. Perliaps however, after tlie 10'" December, when it
approached its perihelion, it may have exhibited a tail, and I am very
desirous to get information on that point. On the 15'", wlien I hist saw
it, it was very hazy.
This appearance of the comet has, it seems to me, establishcd two
important points: \'^, That it has no liglit of its o^Vn, and shines only
by the reflection of that of the sun; 2'">', That this comet actually does
suffer a resistance in that part of space wherein it moves.') The Kplie-
meris of Exckk, calculated on tlie liypothesis of such resistance, imli-
cates only a small and nearly constant error, giving the ./' only about
2' or 3', and the declination I' too small: On the other band, that of
Damoiseau, who supposes no resistance, gave a very variable error,
which, after the middle of November, increased to an unconimon extent.
'j A'crgl. Astronomisches Jahrbuch für 1826, S. 133 f., wo Exckk diese von
Oliikrs sdion damals ausgesprochene Ansicht weiter ausfi'ilirt. Scn.
119. Auszug- eines Schreibens, den Kometen von 1830 betreffend. 427
119. Auszug eines Sclu-eibeus, den Kometen von 1830 beti-effend.
Bremen 1830, Mai 6.
[Schumacher's Astronomische Nacliricbten, Bd. Vin, S. 2.i3. 3.t4. Juni 1830.]
Der Komet wird bei dem schönen milden Wetter fleissig beobachtet.
Sobald meine Beobachtungen vollständig reducirt sind, werde ich die
Ehre haben, sie Ihnen einzusenden.
Auch Sie haben gewiss von Gambaet ein Briefchen mit der An-
zeige seiner Entdeckung des Kometen am 21. April Morgens erhalten,
der er auch eine Beobachtung vom 22. Morgens beigefügt hatte. Sobald
ich diese Beobachtung am 2. Mai erhielt, bestimmte ich aus ihr, einer
HAKDiNG'schen vom 26. April und meiner vom 30. April folgende Ele-
mente für den Kometen, die man schon als erste Näherung ansehen kann:
Temp. Perih. 1830 April 9,355 98 mittl. Berliner Zeit.
Länge des Sh . . = 6* 26" 21' 31"
Länge des Perihels = 7^ 2" 12' 29"
Inklination . . . = 21« 1.5' 55"
log g = 9,964 49.
Bewegung rechtläufig.
Der Komet kommt also schon von der Sonne und entfernt sich
sowohl von ihr, als von der Erde. Auch hat die Lichtstärke des Kometen
schon sehr merklich abgenommen, ist aber doch noch gross genug, ihn
auch bei dem fast vollen Monde beobachten zu können. Da Erde und
Komet in derselben Richtung fortgehen, so nimmt der Abstand des
Kometen von der Erde nur massig zu, und ich hoffe, wir werden ihn
noch lange sehen können. Noch ist seine scheinbare Bewegung auch
rechtläufig; wird aber am Ende dieses Monats rückläufig werden. Ich
füge noch einige sehr flüchtig berechnete Oerter des Kometen für die
Berliner Mitternacht zur Uebersicht seines künftigen Laufes bei. Die
Lichtstärke des Kometen ist für die erste GAMBART'sche Beobachtung
= 1,000 gesetzt.
yß
Deklination
Lichtstärke
Mai 10.
319° 17'
+ 20« 29'
0,335
„ 20.
319« 40'
+ 23« 47'
0,212
„ 30.
318» 56'
4- 25« 55'
0,142
Juni 9.
317° 10'
4-27« 11'
0,099
428 Kometen.
120. Zwei Sclireibeu, den Kometen von 1830 beti'effend.
[Schumacber's Astronomische Nacbricliten, Bd. Till, S. 2öö, 2äß. Juui 1830.]
Bremen 1830, Mai 13.
Jetzt kann ich Diuen meine Beobachtungen des Kometen sämmt-
lich niittheilen:
April 28.
13M7' 0"
318« 19' 16"
+ 14» 39' 12"
„ 29.
12'-50' 9"
318" 25' 35"
+ 15« 15' 32"
„ 30.
12" 30' 6"
318« 31' 51"
+ 15« 50' 14"
Mai 2.
12'' 40' 34"
318» 43' 38"
+ 16» 56' 25"
„ 3.
12'' 32' 10"
318« 49' 46"
+ 17« 27' 2" (Stern der fi^isi. cel
„ ■!•
12'' 46' 44"
3180 55' gy"
+ 17« 56' 32" und am 3. Faden
,. 5.
12'' 28' 3"
319« 0'28":
+ 18« 24' 9": beobaclitet.)
» 12.
11" 27' 50"
3190 28' 44"
+ 21« 15' 9"
Der Komet hat schon sehr an Lichtstärke abgenommen, ist aber
doch noch recht gut zu beobachten. Wie sehr ist er in seinem äusseren
Aussehen von dem ENCKE'schen Kometen verscliieden! Möchte Herr
Hofrath Steuve doch auch die Gestalt dieses Kometen mit seinem
grossen Kefraktor untersuclit haben!
Bremen 1830, Mai 24.
Hier meine ferneren Beobachtungen:
Mai 12.
11'' 27'
50"
319« 28'
44"
+ 21« 15'
9"
„ 13.
12" 29'
11"
319« 31'
15"
+ 21« 37'
51"
„ 15.
12" 29'
52"
319« 34'
51"
+ 22« 17'
19"
„ 16.
11" 40'
15"
— —
—
+ 22« 35'
42"
„ 16.
12'' 5'
0"
319« 35'
34"
— —
—
„ 19.
11" 5'
39"
319« 34'
35"
+ 23« 28'
33"
„ 20.
11" 12'
6"
319« 33'
42"
+ 23« 44'
51"
„ 23.
10" 56'
49"
319« 26'
45"
+ 24« 30'
23"
Der Komet ist noch gut zu sehen und zu beobachten, und icli hoffe,
dass wir ihn noch durch den Mondschein bringen werden.
Ist denn dieser Komet gar nicht in Italien gesehen worden? Man
hätte ihn doch dort sehr gut, lange vor dem 20. April, mit blossen
Augen sehen können; ja, er niusste sehr augenfällig sein, weil seine
Lichtstärke am 9. April 2J Mal grösser war als am 21. April.
Mai
24.
ll»- 1'
58"
r
28.
11" 34'
15"
Juni
12" 17'
14"
;?
11" 37'
30"
H
10.
11" 35'
23"
;?
11.
11" 0'
21"
J?
14.
11" 27'
34"
)?
16.
11" 14'
33"
»
19.
11" 22'
24"
«
20.
11" 25'
38"
121. Aus eiueui Schreiben, den Kometen von 1830 hetreffend. 429
121. Aus einem Sclireibeu, den Kometen von 1830 beti-effeiul.
Bremen 1830, Juni 21.
[Scbumacber's Astrouoinische Xachrichten. Bd. Vni, S. 285, 2SG. Jaü 1830.]
Fortgesetzte Beobachtungen des Kometen:
319« 22' 52" - _ _ _
319" 3' 13" -f 25« 34' 50":
318« 34' 15": + 26« 16' 43":
318« 5' 54": -j- 26« 41' 28":
316« 55' 38" + 27« 17' 24":
316« 42' 16" -i- 27« 20' 53"
315« 58' 14" 4- 27« 29' 9"
315« 26' 34" +27« 31' .59"
314« 35' 37": + 27« 32' 26"
314« 17' 19":: +27« 31' 30":
Mit den mehrsten Beobachtungen im Junius bin ich nicht sonder-
lich zufrieden, woran nicht so selir anfangs der Mondschein und nachher
die nächtliche Dämmerung, als vielmehr die immer dunstige Atmosphäre
Schuld war, die das ohnedem jetzt schwach gewordene Licht des Kometen
so schwächte, dass besonders die Eintritte des Kometen schwer zu be-
obachten waren. Dass es blos an diesem dunstigen Himmel lag, sah
man am 14. und 16. Junius, wo bei völliger Heiterkeit der Luft der
Komet noch sehr schön zu sehen war, so dass ich meine Ortsbestimmungen
an diesen Tagen für sehr gut halten würde, wenn ich nicht den Kometen
mit einem Stern verglichen hätte, der allein in der Histoire Celeste, nur
einmal am 3. Faden beobachtet, vorkommt.
Meine Elemente stimmen nocli über alle Erwartung mit den Be-
obaclitungen. Herr Clüver hat es nun übernommen, sie völlig zu be-
richtigen. Es scheint indessen nicht, dass die Bahn sehr merklich von
einer Parabel abweicht. Doch dies wird sich erst völlig bestimmen
lassen, wenn wir, wie ich gewiss erwarte, Beobachtungen aus unserer
südlichen Halbkugel vor dem Perihel erhalten. Der dort sich so pracht-
voll und lichtstark zeigende Komet hat unmöglich übersehen und ver-
nachlässigt werden können. Er lief vom Schiff zwischen die Pole der
Ekliptik und des Aequators hindurch, durch den fliegenden Fisch, den
Spiegeloktanten, Indianer und das Mikroskop zum Steinbock. Seine
Bewegung war beständig in der Länge rechtläufig, in der Rektascension
rückläufig. Gegen das Ende des März war seine Lichtstärke über
sechs Mal grösser, als wie ihn Gambakt zuerst beobachtete, so dass er
■wenigstens einem Stern 2. Grösse gleichen niusste.
430 Kometen.
122. Aus emem Schreiben, den Yon Gambart am 19. Juli 1832
entdeckten Kometen betreffend.
Bremen 1832, August 10.
[Sctanmacber's Astronomische Nachrichten. Bd. X. S. 227, 228. September 1832.]
Als ich vorgestern Ihre Beobachtung des Kometen vom 4. August
erhielt, konnte ich gestern dem Verlangen nicht widerstehen, die Bahn
desselben näher kennen zu lernen, erhielt auch ohne alle Schwierigkeit
aus dieser Altonaer Beobachtung, verbunden mit der von Gambart
(19. Juli) und Harding (29. Juli), folgende Elemente:
Temp. Perih. 1832 Sept. 25,8185 mittl. Berliner Zeit
Longit. Sh . . . . = 72" 19' 34"
Longit. Perih. . . = 228" 15' 49"
Incliuatio . . . . = 43" 10' 57"
log g = 0,074 734
Motus retrogradus.
Der Fehler dieser Elemente bei der Beobachtung vom 29. Juli ist
-|- 24" für die Länge, und -|- 27" für die Breite. — Der Komet liat
übrigens nichts besonders ]\rerkwürdiges, so viel ich benrtlieilen kann.
Sein Abstand von der Erde nahm schon vom Tage seiner Entdeckung
an immer und, seiner rückläufigen Bewegung Avegen, ziemlich schnell zu.
Noch vor Ende dieses Monats wird er in Europa unsichtbar werden.
Ich finde am 25. August Abends 8 Uhr
seine yR = 213" 18', seine südl. Deklin. = 8" 22i';
. also an diesem Tage zu Bremen
zwei Stunden nach der Sonne untergehen.
er wird also an diesem Tage zu Bremen um O*" 10' nur etwas über
123. Auszug aus einem Sclireibeji, den Encke'sclien Kometen
von 1832 betreffend.
Bremen 1832, August 25.
(Schnmscher'» Aatronoraische Nichrichten. Bd. X. S. 253. 254. Oklotier 1SS2)
Einliegend erhalten Sie den grössten Theil des Inhalts eines vor-
gestern aus Buenos Ayres erhaltenen Briefpackets. Was Sie davon für
die Astronomischen Nachrichten brauchen können, steht zu Befehl.
124. lieber den Biela'sclien Kometen bei seiner Wiederkunft 1832. 431
Sonderbar ist die diesmalige Lichtschwäclie und Kleinheit des
ENCKE'sclien Kometen. Man kann sich des Gedankens kaum erwehren,
dass er physische Veränderungen erlitten haben müsse. Da er in seiner
Erdnähe in diesem Jahre so schwach erschien, so dürfen wir uns nicht
wundern, dass er in Europa vor dem Perihel vergebens gesucht ist.
Professor Habding ist so glücklich gewesen, den Kometen noch
am 21. August zu beobachten. Im Fall er Ihnen seine Beobachtungen
nicht mitgetheilt haben sollte, setze ich sie her:
yR s
215° 9' 39"
2150 9' 9" — 6» 5' 18"
215" 8' 54" — 6" 5' 1"
2150 8' 57":: —6" 4' 46"::
ersten Beobachtung ging der Komet gerade durch die
Mitte des Feldes. Die zweite hält er für die beste, die vierte für
ganz missluugen. Verglichener Stern No. 106 Virginis. — ■ Bei der Ee-
duktion ist der Einfluss der Refraktion vernachlässigt, da der Komet
nur 2' bis 3' nördlicher war. Meine Elemente geben für den
21. Aug. gi" 13' 21" mittl. Gott. Zeit: ^R = 215° 9' 24", ,5 = — 6" 5' 29".
Mittl
Gott. Zeit
Aug
21.
gl'
1'
20"
I)
21.
9"
4'
33"
!T
21.
9"
22'
9"
n
21.
9"
28'
13"
Bei
der
ersten
Beoba
124. Ueber den Biela'sclien Kometen bei seiner näclisten
Wiederkunft im Jalire 1832.
[Schumacher's Astronomische Kachrichten. Bd VI, S. 155—100. Januar 1828.]
In der Beilage bringt Schnraaiher die hier nnter No. B, S. 92—114, gegebene Abhandlung: ,üeber die
Möglichkeit, dass ein Komet mit der Erde zusaramenstossen könne'' ans der Monatlichen KoiTespondenz,
Bd. XXII. S. 409 ff., zum Abdruck.
Ich habe schon (Astronomische Nachrichten, Bd. IV, p. 501 ^) ange-
zeigt, dass der BiELA'sche, in 6| Jahren umlaufende, Komet der Erd-
bahn bei seinem niedersteigenden Knoten sehr nahe komme. Es wurde
zugleich bemerkt, dass die Bahnen dieser beiden Weltkörper in den
folgenden Umläufen des Kometen durch die Störungen, die der Komet
von den Planeten erleidet, sich bald einander noch mehr nähern, bald
sich auch weiter von einander entfernen könnten. Herr Damoiseau
hat nun nach Berechnung dieser Störungen für die nächste Wiederkunft
dieses Kometen im Jahre 1832 folgende Elemente gefunden:-)
') Vergl. Abhandlung No. 108, S. 414—416. Sch.
-) Edinburg Journal of Science, July 1827, p. 79.
4;^2 Konuten.
Zeit der Sonnennähe 183:2 Nov. 27,480 8 Paris von Mitter-
nacht an gerechnet.
Länge der Sonnennähe = 109» 56' 45"
Länge des ft . . . . = 248« 12' 24"
Neigung = ISMS' 13"
e
= 0,751 748
Halbe grosse Axe . . = 3,536 83.
Nach diesen Elementen kommen sich beide Bahnen im Jahre 1832
ganz iwgemein nahe. Der Komet ging in den Jahren 1805 und 1826
ausserhalb der Erdbahn durcli seinen niedersteigenden Knoten; 1832
aber wird er diesen innerhalb der Erdbahn erreichen. Nimmt man
obige Elemente für völlig genau an, so ist 1832 in der Knotenlinie:
der Abstand der Erde von der Sonne = 0,985 682 7
„ des Kom. „ „ „ = 0,985 352 7
Unterschied = 0,000 330
Der nächste Punkt der Kometenbahn an die Erdbahn liegt 2' 27,1"
vor dem niedersteigenden Knoten in seiner Bahn, und der Punkt der
Erdbahn, dem der Komet am nächsten kommt, hat 08** 10' 4,0" helioceii-
trische Länge. Die kleinste Distanz beider Bahnen ist nur = 0,000 l;t')(i,
welches, wenn man die mittlere Sonnenparallaxe zu 8,58" annimmt,
4,688" oder 4^ Erdhalbmesser heträ(jt.
So äusserst nahe werden sich also beide Bahnen 1832 kommen,
wenn man die von Herrn Damoiseaü bestimmten Elemente der Kometen-
bahn als ganz sicher und genau ansieht. Kleine, sehr mögliche Ab-
weichungen der wirklichen Bahn von der berechneten können indessen
diese kleinste Distanz beider Bahnen leicht um mehrere Erdhalbniesser
vergrössern oder verkleinern, die sich auch wolil nie im Voraus, bis
auf einzelne Erdhalbmesser zuverlä.ssig, wird bestimmen lassen. So viel
kann man nur als gewiss ansehen, dass der Komet im Jahre 1832 der
Erdbahn sehr nahe kommen M'erde.
Ich sage der Erdbahn, denn beide Weltkörper selbst bleiben 1832
weit von einander entfernt. Der Komet geht schon am 29. Oktober
vor Mitternacht durch den Punkt, der der Erdhahn am nächsten liegt,
die Erde aber erreicht den der Kometenbahn am nächsten liegenden
Punkt ihrer Bahn erst am 30. November gegen 10 Ulir Morgens, ^^'enn
der Komet 1832 am 28. Deceniber um 8'' 16' Abends in die Sonnen-
nähe käme, so würde allerdings die berechnete grosse Annäherung am
30. November Statt finden. Aber der Komet wird schon 32 Tage früher,
am 27. November durch seine Sonnennähe gehen.
Immer muss das Periliel des BiELA'sclien Kometen auf einen Tag
am P^nde des December und bei jedem Umlaufe auf einen bestimmten
= ^^ , und da die Umlaufszeit dieses Kometen 6| Jahre beträgt, so
124. Uelier den Biela'sclieu Kometen bei seiner Wiederkunft 1832. 433
Tag fallen, wenn sich Erde und Komet sehr nahe kommen sollen. Da
nun das Perihel eben so gut jeden anderen Tag des Jahres eintreten
kann, so ist bei jeder Wiederkunft des Kometen im Mittel die Wahr-
scheinlichkeit, dass er der Erde beträchtlich nahe kommen werde, nur
1
365^'
ist in 365^ x 6f Jahren, also in 2465 oder etwa in 2500 Jahren nur
einmal eine starke Annäherung dieses Kometen an die Erde zu erwarten.^)
Soll aber diese Annäherung wirklich so gross, wie es jedes Mal möglich
ist, werden, so muss der Komet nicht Mos an einem bestimmten Tage,
sondern sogar in einer bestimmten Stunde seine Sonnennähe erreichen.
Wie äusserst selten dies nach den Eegeln der Wahrscheinlichkeit Statt
finden kann, ist leicht einzusehen. Bedenkt man nun noch, dass die
Annäherung beider Bahnen für jeden Umlauf des Kometen bald grösser,
bald kleiner ist, so bleibt es zwar immer möglich, dass die Erde und
der Komet sehr nahe zusammen kommen, ja einander berühren können,
aber die Wahrscheinlichkeit eines solchen Ereignisses ist für jede ein-
zelne Wiederkunft des Kometen fast unendlich klein.
Von einem Weltkörper, der mit unserer Erde gewissermaassen in
so genauer Relation steht, ist es doppelt interessant, seine Grösse zu
kennen. Dieser BiELA'sche Komet gehört zu den kleineren. Als er am
8. December 1805 Abends seiner damaligen Erdnähe nahe war, schätzte
ich den Durchmesser der leichten, unbegrenzten Dunstmasse auf wenigstens
40 Minuten. Der Abstand des Kometen von der Erde war damals nach
Herrn Clattsen's Berechnung aus seiner für 1805 bestimmten Ellipse
= 0,03767; daraus folgt der Halbmesser dieser Dunstmasse =5,27
Halbmesser der Erde. Nach obiger Eechnung wird also wirklich, wenn
Da3ioiseau"s Elemente richtig sind, am 29. Oktober 1832 ein Stück
der Erdbahn innerhalb des Kometennebels liegen. Dieser Nebel ist
mir immer, auch in Vergleichung mit anderen Kometen, gerade bei
diesem BiELA'schen Kometen ungewöhnlich leicht und dünn vorge-
^) Wenn etwas der Wahrscheinlichkeit nach sich in 2500 Jahren nur einmal
zutragen kann, so folgt gar nicht daraus, dass es sich gerade nach 2500 Jahren
ereignen werde. Solche alberne Vorhersagungen und noch vielen anderen Unsinn hat
man mir indessen zugeschrieben. So lange dies nur iu Joui'iialen oder Schriften ge-
schah, deren Verfasser keine Beweise ihrer astronomischen Kenntnisse gegeben hatten,
konnte ich diese Anschuldigungen nur verachten. Aber es hat mir wehe gethau,
dass auch der achtbare Redakteur der so schätzbaren Bibliothique universelle mir
solche Ungereimtheiten zutrauen und jene Verläumdungen aus der Revue Britann.
May 1826 in dem Juniusheft 1826 abdrucken 'lassen konnte. Statt aller Widerlegung
will ich nur bitten, meine kleine Abhandlung: „Ueber die Möglichkeit, dass ein
Komet mit der Erde zusammenstossen könne," die allein zu diesen Beschuldigungen
Anlas.s gegeben haben kann, selbst zu lesen.
Olbers I 28
434 Kometen.
kommen. Von einem Schweif hat dieser Komet bei keiner von den
drei bisher beobachteten Erscheinungen die geringste Spnr gezeigt.
Das, was als ein kleiner Kern in dem Kometennebel erschien, hat
damals, am 8. December 1805, mein verewigter Freund Scheöter zu
messen gesucht, und den hellsten Theil = 4,052", das, was man noch
etwa dazu rechnen konnte, = 6,419" im Durchmesser gefunden. Der
sogenannte Kern würde also etwa 15 — 24 Meilen im Durchmesser
haben. Aber auch die geringste dieser Grössen, 15 Meilen, kann man
noch garnicht für den Durchmesser eines wirklich festen Kernes halten.
Der bei weitem grössere Theil davon, wo nicht das Ganze, besteht
zuverlässig noch aus nur mehr verdichtetem Dunst; und so könnte
dieser Komet vielleicht nicht so gar viel mehr eigentlich feste Materie
enthalten, als wir bei einigen der grössteu auf unserer Erde befind-
lichen Massen von Meteor-Eisen antreö'en. Durch seine Masse und
seine Anziehungskraft kann also dieser kleine Komet nie sehr merk-
liche Aenderungen in der Bahn der Erde oder merkliche Wirkungen
auf ihrer Oberliäche hervorbringen. Von dem äusserst feinen Konieten-
nebel lassen sich nach Wahrscheinlichkeit keine erhebliche und aus
keinem hinreichenden Grunde schädliche Folgen erwarten, wenn sich
auch einst ein Theil desselben mit unserer Atmosphäre vermischen
sollte.
Es wird vielleicht nicht unangenehm sein, hier die Annäherung
der Erdbahn und Kometenbahn in den Jahren 1^05, 1826 and 1832
nebeneinander gestellt zu sehen. Die Verschiedenheit der Zahlen für
1826 von denen, die ich im 4. Bande der Astronomischen Nachrichten ')
gegeben habe, rührt daher, dass hier andere von Herrn Cl.4.uskx ver-
besserte Elemente zum Grunde liegen.
1805 1826 1832
Elongation des Pmiktes der Ko-
metenliahn vom y, der der
Erdliiihn am nächsten liegt =+ PSG'ÖT.S" + 1» 7' 35,9" — 0" 2' 21,1"
HeliiK-entri.sche Länge dieses
Punktes in orbita . . . . = 72» 52' 52,0" 72» 32' 38,6" 68» 9' 56,9"
Liing-e iles Punktes der Erd-
bahn, der der Kometenbahn
am nächsten liegt = 72» 50' 9,1" 72» 30' 45,1" 68» 10' 4,0"
Abstand beider Pnnkte . . . = 0,008 626 7 0,006 038 3 0,000 195
') Vergl. Abhandlnng No. 108, S, 414. Sch.
125. Ueber die Wiedererscheiuung' der beiden Kometen im Jalive 1832. 435
125. Ueber die Wiedererscliemuug der beiden Kometen von
kurzer Umlanfszeit im Jalu' 1832.
[Harding's kleine astronomische Ephemeriden für 1832, S, 94—99. Göttingen 1831.]
Es ist schon im vorigen Jahrgange der Ideinen Ephemeriden angezeigt
worden, dass die beiden so höchst merkwürdigen Kometen von kurzer
Umlaufszeit beide im Jahr 1832 wieder zu ihrer Sonnennähe kommen
werden. Hier die nähereu Umstände davon.
I. Der ENCKE'sc/je Komet
wird nach der Berechnung des Herrn Professor Encke schon am 4. Mai
1832 etwa eine Viertelstunde nach Mittag (Göttinger mittlere Zeit)
seine Sonnennähe erreichen. Unter diesen Umständen wird in Europa
wenig von ihm zu sehen sein; auf der südlichen Halbkugel wird er
aber sehr gut nach dem Perihel beobachtet werden können. Hier ein
Auszug ans der Ephemeride, die mir der hochberühmte Bahnbestimmer
dieses Kometen mitzutheilen die Güte gehabt hat.
Tb 13' mittlere
^ des Kometen
Deklination des
Log. des Abstandes
Pariser Zeit
Kometen
von der Erde
von der Sonne
Jan. 8.
.345» 31'
-^ 1 » 43'
0,359
0,298
„ 16.
347» .3.5'
+ 2» 28'
0,361 4
0,278 2
„ 24.
349» 58'
4- 3» 22'
0,.361 5
0,256 7
„ 28.
351» 1.5'
. + 3» 53'
0,300 6
0,245 1
Febr. 1.
352» 37'
+ 4« 2.5'
0,359 1
0,233
„ 5.
354» 4'
+ 5» 0'
0,356 9
0,220 3
„ 9.
355» 34'
+ 5» 38'
0,354
0,2ü6 9
„ 13.
357» 10'
-f 6» 17'
0,350 4
0,192 8
„ 17.
3.58» 50'
+ 6» 59'
0,346 1
0,177 9
„ 21.
0» 3.5'
+ 7» 43'
0,341 1
0,1621
„ 25.
2» 26'
-f 8» 29'
0,335 2
0,145 3
„ 29.
4» 22'
4- 9» 17'
0,328 4
0,127 4
März 4.
6» 25'
4-10» 8'
0,3'20 8
0J08 3
n 8.
8» 34'
+ 11» 1'
0,312 3
0,087 8
„ 16.
13» 17'
4-12» 54'
0,292
0,041 6
„ 24.
18» 39'
+ 14» 55'
0,267 1
9,987 2
April 1.
24» 51'
-1-17» 2'
0,236 4
9,921 3
„ 13.
36» 18'
+ 20» 11'
0,175
9,791 1
„ 25.
51» 5'
+ 22» 10'
0,079 4
9,616 2
„ 29.
.56» 24'
+ 21» 58'
0,033 5
9,-563 2
Mai 3.
61» 9'
+ 20» .58'
9.978 2
9.536 5
„ 7.
64» 36'
+ 19» 1'
9,915 1
9,5.50
„ 11.
66» 19'
+ 16« 10'
9,848 7
9,596 2
Juni 4.
.54» 12'
— 15« .56'
9,501 5
9,908 5
„ 16.
33» 30'
— 43» 57'
9,4110
0,006 1
„ 28.
339» 52'
— 63» 5'
9,469 1
0,080 3
Juli 10.
294» 34'
— 56» 36'
9,617 7
0,139 3
„ 26.
278» 15'
— 45» 28'
9,812 7
0,202 2
Aug. 15.
275» 4'
— 37« 45'
0,007
0,263 9
28*
436 Kometen.
Es geht also fast so, wie im Jahr 1828. Der Komet bleibt bei
seinem Herani'ücken zur Sonne von der Erde immer sehr weit entfernt,
lind wenn er sich beiden mehr genähert hat, so geht er bald nach ge-
endigter Abenddämmerung und später in derselben unter. Doch dürfen
wir diesmal die Hoffnung, ihn auch in Europa mit guten Fernröhren
zu sehen und zu beobachten, nicht aufgeben. Erfahrung hat uns 1828
belehrt, dass seine Sichtbarkeit mehr von seinem Abstände von der
Sonne, als von seiner grösseren oder kleineren Entfernung von der Erde
abhängt. Sein scheinbarer Durchmesser bleibt immer hinreichend gross,
wenn der Komet nur so hell ist, dass man ihn vom Himiuelsgrunde
unterscheiden kann. Stkuve mit seinem mächtigen Eefraktor sah ihn
1828 wahrscheinlich schon am 16. September; gewiss aber am 2. Oktober.
Den Abstand von der Sonne, den er 1828 am 16. September und 2. Ok-
tober hatte, wird er 1832 den 9. und 25. Januar haben. Vom Ende
Januar oder Anfang Februar 1832 an wird er also höchst wahrsclieinlich,
wenn er nicht grosse physische Veränderungen erlitten hat, mit lichtstarken
Fernröhren gesehen werden können. Dass er im Januar und Februar
1832 mehr als einmal so weit von der Erde entfernt ist, als im Oktober
1828, wird dieser Sichtbarkeit wenig hinderlich sein; er behält docli
eine scheinbare Grösse von mehreren Minuten im Durchmesser. So
wird man ihn also im Februar den südlichen der beiden Fische und
den Raum zwischen dem Bande derselben unter Algenib im Pegasus
in der Richtung gegen den Kopf des Widders durchwaudeln sehen.
Nach den ersten Tagen des März nähert er sich der Abenddämmerung
zu sehr; und es wird wohl sehr schwer, wo nicht unmöglich sein, ihn
nach der Mitte des März und im grössten Theil des April zu erblicken.
Aber gegen Ende April hat seine scheinbare Entfernung von der Sonne
wieder zugenommen, und da er dann, seinem Perihel nahe, eine grosse
Helligkeit und Lichtstärke hat, so wird man ihn in der hellen Dämmerung,
besonders auf den südlicher gelegenen europäischen Sternwarten, in
der Gegend der Plejaden gut wieder sehen können, bis er nach den
ersten Tagen des Mai uns Europäern völlig unter den Sonnenstrahlen
verschwindet. Bald nach dem Perihel wird seine scheinbare Bewegung
rückläufig, und die in den Gegenden jenseits des Aequators befind-
lichen Astronomen werden ihn vom Ende des Mai bis zum August mit
ihren Sehröhren verfolgen können, während er vom Eridan unter den
Vordertatzen des Cetus, durch den Ciiymischen Ofen, den Holzstoss
des Pliönix, den Toucan, den Indianer, den Pfau, das astronomische
Fernrohr, die südliche Krone, bis zum Bogen des Schützen seinen Lauf
nehmen wird.
125. Ueber die Wiedererscheinnng: der beiden Kometen im Jabre 1832. 437
II. Der BiELA'sc/ie Komet.
Ausser der Ellipse, die Herr Clausen 1826 vorläufig, nur auf
drei Beobachtungen gegründet, für diesen Kometen berechnet hatte,
und die im vorigen Jahrgänge der Meiuen Ephemeriden gegeben worden
ist, hat er noch genauer die Elemente seiner elliptischen Bahn mit Be-
rücksichtigung aller im Jahr 1826 gemachten Beobachtungen bestimmt.
Ich setze diese Elemente, die, soviel ich weiss, noch nicht gedruckt sind,
und die ich der freundschaftlichen Mittheilung des Herrn Clausen
verdanke, nebst denen, die Herr Gambaet berechnet hat, hierher: -
Gambaet Clausen
Temp. Perih. 182G März 18,468 8 Paris 18,472 36
Perih. . . . = 109° 51' 52" = 109" 47' 34,3"| Mittl. Aequin.
ft = 251" 26' 9" = 251" 25' 2,7"! Jan. 0. 1826.
i = 13" 33' 15" = 18" 33' 51,7"
Excentr. . . = 0,747 009 3 == 0,746 908 3
i« . . . . = 3,567 05 = 8,566 39
ümlaufszeit . = 2 460,72 Tage = 2 460,33 Tage.
Nach dieser ümlaufszeit niuss der Komet gegen das Ende des
Jahres 1832 wieder erscheinen; allein, um die Zeit seiner Wieder-
erscheinung genauer zu bestimmen, war es nothwendig, den Einfluss zu
berechnen, den die störenden Kräfte der anderen Weltkörper auf seine
Bewegung in der Zwischenzeit von 1826 bis 1832 hatten. Der be-
rühmte Herr Baron Damoiseau hat diese mühsame Berechnung gemacht.
Er legt dabei die Ellipse von Gambaht 1826 zum Grunde und fügt
den Elementen den Betrag der gefundenen Störungen hinzu. Es wird
auch ziemlich gleichgültig sein, ob man für 1826 die Elemente der
GAMBAET'schen oder die so nahe damit übereinstimmenden der Clatjsen'-
schen Ellipse wählt; indessen habe ich bei den folgenden Rechnungen
die Elemente gebraucht, die herauskommen, wenn man die Ellipse von
Clausen durch die von Herrn Baron Damoiseau gefundenen Störungen
auf 1832 reducirt.
Elemente des BiEhA'schen Kometen im Jahre 1832.
Temp. Perih. 1832 November 26,963 2 Paris.
Longit. Perih = 109" 52' 47"
Longit. Sh = 248" 11' 18"
Inklin = 13" 18' 40"
Excentr = 0,751 641 1
ha = 3,586 88.
Man hat schon zu viele Beweise von der Zuverlässigkeit, mit
welcher Baron Damoiseau seine Störungsrechnungen führt, als dass
438
Kometen.
man diese nicht auch diesmal für hinreicliend genau bestimmt ansehen
sollte. Der Umstand indessen, dass, wie wir nun wissen, die bei so
wenig Masse ein so grosses Volumen habenden Kometen im Weltraum
einen \Mderstand erleiden, der ihre ümlanfszeit verkürzt, ist hier nicht
berücksichtigt worden und hat vielleicht auch noch gar nicht mit einiger
Hoffnung von Erfolg berücksichtigt werden können. Wegen dieses
Widerstandes lässt sich erwarten, dass der Komet seine Sonnennähe
etwas früher erreichen wird.
So zuverlässig ich die Störungsrechnungen des Baron Damoiseau
halte, so fehlerhaft ist hingegen die Ephemeride, die er Conn. des teins
1830, p. 55, die Aufsuciumg des Kometen zu erleichtern, gegeben hat.
Es scheint, dass dieser grosse Rechner auf solche triviale Rechnungen
gar keine Aufmerksamkeit wendet; denn auch seine Ephemeride für
den ExcKE'schen Kometen 1825 war falsch. Hier eine solche Ephe-
meride, die zu dem angegebenen Zwecke hinreichend genau sein wird.
Die Zeit ist mittlere Berliner Zeit.
Zeit
(xerade
Auf^lciü-uii:;-
Alnvoiclniii"-
Ali^tan-l
Villi iler .?uiiii(' von tli'v Erde
1832 Sept. 1,19
56» 43'
+ 33» 15'
1,538 6
1,176 9
„ 18,31
75» 44'
+ 36» 51'
1,361
0,799 4
„ 25,67
86» 5'
4- 86» 35'
1,288 1
0,710 6
Okt. 1,93
96» 46'
+ 35» 26'
1,224
0,647 4
„ 7,77
107» 7'
4- 32» 45'
1,167 7
0,.^99 3
„ 13,12
116» 41'
-1- 29« 36'
1,118 2
0,565 7
„ 18,02
125» 52'
-1- 25» 30'
1,075 1
0,546 2
„ 22,58
133» 59'
+ 21» 9'
1,037 4
0,536 1
„ 80,86
147« 30'
+ 12» 23'
0,976 4
0,541 5
Nov. 7,28
158» 23'
+ 4» 29'
0,932
0,509 5
,. 14,15
166» 56'
— 2» 12'
0,901 7
0,610 2
„ 20,69
174» 3'
— 8» 10'
0,882 2
0,659 5
„ 20,99
181» 16'
— 12» 20'
0,8784
0,714 7
Dec. 3,29
1S8" 6'
- 16» 11'
0,882 2
0,784 2
„ 9,84
193» 41'
- 19» 37'
0,901 7
0,828 6
„ 16,56
199" 4'
— 22" 23'
0,932
0,884 9
n 24,13
205» 40'
— 25 » 9'
0,976 4
0,943 4
1833 Jan. 1,31
211» 53'
— 27» 27'
1,037 4
1,004 3
Der BiELA'sche Komet hat einen ausgedehnten, aber sehr feinen
und dünnen Nebel, dei- das Sonnenlidit nur scldecht zurückzuwerfen
scheint, und dabei einen ganz unbedeutenden, sehr kleinen Kern. Er
wird deswegen bei etwas grösserem Abstände von der Sonne so schwacii
erleuchtet, dass man ilin nicht mehr selien kann, wenngleich seine
scheinbare Grösse noch melirere Minuten beträgt. Hisher liat man ihn
noch nie 60 Tage vor oder nach seiner Sonnennähe erblicken können.
126. Einige Bemerkung-en über den berühmten Halley 'sehen Kometen. 439
Schwerlich wird man ihn also 1832 vor der Mitte September sehen.
Wenngleich der Komet wegen der Ungewissheit der Zeit seines Perihels
vielleicht nra mehrere Minuten von den hier berechneten Oertern ab-
weichen wird, so wird diese Abweichung doch nicht so gross sein, um
seine Auffindung zu hindern oder beträchtlich zu erschweren.
Wie lächerlich und ganz ungegründet die Furcht ist, die mau für
diesen Kometen bei seiner bevorstehenden Erscheinung geäussert hat,
ist schon von Herrn Professor Haeding im vorigen Jahrgange gezeigt
worden. Der Erdhahn kommt der Komet zwar diesmal sehr nahe, aber
von der Erde seihst bleibt er gerade im Jahre 1832 immer sehr weit
entfernt. Seine grösste Erdnähe wird etwa den 22. Oktober 1832 Statt
finden, und dann beträgt der Abstand des Kometen von der Erde noch
über 11 Millionen Meilen. In der langen Reihe künftiger Jahrhunderte
ist zwar eine sehr grosse Annäherung oder selbst ein Zusammentrefi"en
dieses BiELA'schen Kometen mit der Erde nicht ganz unmöglich, aber
doch für jede einzelne Wiedererscheinung des Kometen im höchsten Grade
unwahrscheinlich; und wenn auch dies Ereigniss einst Statt finden sollte,
so lassen sich bei der so ganz unbedeutenden Masse des Kometen und
bei der so dünnen Beschaffenheit seines Nebels doch gar keine bedeutende
Folgen für die Erde und ihre Bewohner davon erwarten.
126. Einige Bemerkimgeii über den berüliinteii Halley'sclieii
Kometen.
Unterm 18. Juli 1825 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1828, S. 144—150.]
Es ist allgemein bekannt, und fast in allen so zahlreichen Ge-
schichten von der Wiederkunft des HALLEY'schen Kometen im Jahr
1759 angeführt, dass dieser Komet damals zuerst von einem Landmanne
bei Dresden, Namens Palizsch, am 25. December 1758 wieder auf-
gefunden wurde. Alle anderen Astronomen, die sich bemühten, ihn
zuerst wieder zu sehen, z. B. La Lande, Klinckenbeeg u. s. w., fanden
ihn nicht und selbst Messiee, der auf den Antrieb von de l'Isle und
nach einer an sich sehr zweckmässigen Methode den Kometen seit
l\ Jahren mit seinem gewohnten Eifer aufsuchte, entdeckte ihn erst
vier Wochen später, am 21. Januar 1759 mit einem NEWTON'schen Tele-
skop von 4i Fuss. Es hat die mehrsten, die über diesen Kometen
440 Kometen.
sclirieben, in Verwunderung gesetzt, dass ein blosser Landmann, wie
sie glaubten, zufällig und mit blossen Augen, einen Kometen auf-
finden konnte, den ein so geschickter Astronom, als Messier war, erst
vier Wochen später, und zwar nicht der Erde, aber doch der Sonne
viel näher und also heller, mühsam in seinem Teleskop erkennen konnte.
Die näheren Umstände der PALizscH'schen Entdeckung scheinen sehr un-
bekannt geblieben zu sein: selbst in der am 20. Januar 1750 in Leipzig
gedruckten, von einem Leipziger Astronomen verfassten Ankündigung
der Sichtbarkeit des HALLEx'schen Kometen werden sie nicht angeführt;
und so darf ich hoflen, dass es den Lesern des Astronomischen Jahr-
hitchs nicht unangenehm sein wird, wenn ich diese näheren Umstände zur
Ehre des braven Palizsch, hier angebe. Sie sind aus der Originalnach-
richt über die PALizscn'sche Entdeckung gezogen, die im zweiten Stücke
der Dre-väen' scheu gelehrten Ameigen von 1759 steht, wovon mir auf
meine Bitte, da diese gelehrten Anzeigen weder in meiner Nähe, noch
auf benachbarten ötfentlichen Bibliotheken zu finden waren, mein sehr
verehrter Freund, der berühmte Professor Encke, eine Abschrift zu
schicken die Güte hatte.
Der Verfasser von der dort befindlichen Nachricht von dem Ko-
meten, welcher seit dem 25. December gesehen wird, ist der damalige
Ober-Accise-Kommissar Dr. Chu. Gdtthold HoKxMaxx in Dresden.
HoFJiANN erwähnt zuerst, dass auch die beiden Kometen, der vom
Herbst 1757 und vom Sommer 1758 in der Nähe von Dresden, durch
einen Zwirnhändler Chmstian Gäktner zu Dollcwitz zufällig entdeckt
worden sind. Gäetxek habe zwar ausserordentliche Lust an der Astro-
nomie, aber gar keine gründliche Kenntniss der Wissenschaft. Ganz
anders sei es mit Johann Geobg Palizsch *) zu Prohlis zwischen Dres-
den und Pirna, der den Kometen am 2.'). December 1758 entdeckte.
Pamzsch sei zwar nur ein ordentlicher Landmann, der seinen Beruf
auf der Hufe und in der Scheune fleissig treibt, aber er liabe gründ-
liche wissenschaftliche Kenntnisse, verstehe beide Trigonometrien voll-
kommen, habe viele astronomische Bücher gelesen und verstanden, die
WoLF'sche Philosophie sich bekannt gemacht, und aus.ser der Stern-
kunde besonders Physik und Botanik zu seinen Lieblingswissenschaiten
erlesen, so dass er auch die seltensten exotischen Pfhmzpn in seinem
Garten habe. Hier die von Pai-izscu an Hof.mann mitgetheilte Nach-
richt über seine Entdeckung mit seinen eigenen Worten:
') Palizsch war geboren zu I'rohlis am ll.Jmii 17'2:^, starb am Sclilagfluss
Ende Februar 1788. — Auch im .Talir 1780 wurde iu den Zeitungen angekündigt,
Palizsch habe einen Kometen im Krebs entdeckt, aber diesnnvl hatte sich Palizsch
geirrt und den Nebelfleck zwischen No. 50 und a Krcba für einen Kometen angesehen,
dem dieser nebelige Stenihaufen doch wenig ähnlich sieht.
126. Einige Bemerkungen über den beiübmten Halley'schen Kometen. 441
„Es lässt sich abermals ein aus seiner grossen elliptischen Bahn
heruntergekommener Körper von uns Erdbewohnern sehen, den man
einen Kometen nennt. Als ich nach meiner mühsamen Gewohnheit alles,
was in der Physik vorfällt, so viel wie möglich zu beobachten, und gegen
die Himmelsbegebenheiten aufmerksam zu sein, am 25. jetzigen Decem-
ber-Monats Abends um 6 Uhr mit meinem Sfüssigen Tubo die Fix-
sterne durchging, um zu sehen, wie sich sowohl der jetzt sichtbare
Stern des Wallfisches darstelle, als auch, oh sich nicht etwa der seit
langer Zeit verkündigte und sehnlich erwünschte Komet nähere und
zeige, so wurde mir das unbeschreibliche Vergnügen zu Theil, nicht
weit von diesem erwähnten wunderbaren Wallflschsterne im Sternbild
der Fische und zwar in dem Bande zwisclien den beiden Sternen e und d
nach Beyeki Uranometria oder und N der DoppELiiAYEK'schen Karten,
einen sonst noch niemalen dort wahrgenommenen neblichten Stern zu
entdecken. Die am 26. und 27. wiederholte Beschauung desselben be-
stätigte die Vermuthung, dass es ein Komet wäre. Denn er war seit
dem 25. hujus bis zum 27. von dem Stern bis zu N wirklich foi't-
gerückt. Daraus ergiebt sich nun, dass er
der Länge nach der Breite nach
am 25. December 13« 49' T 1» 5' nördl.
„ 27. „ 10° 25' „ 2" 10' „
folglich in zwei Tagen 3 " 24' in der Länge und 1° 5' in der Breite,
und zwar rücklänfig, nach Anleitung der DoppELMAXEn'schen Karten
sich bewegt hatte."
Soweit Palizsch. Hofmann fährt fort: .,Nachdem nun gedachter
gelehrter Landmann mir noch gestern Abend (den 27. December) diesen
neuen Gast angemeldet, suchte ich ihn sogleich auf, und habe ihn nicht
nur gestern des Nachts um 8 Uhr am bemeldeten Ort angetroffen, son-
dern auch heute (28. December) des Nachts um 8 Uhr wieder, allein
über 1° 15' vom gestrigen Ort, mithin in 9" lO'T und 2" 42' nörd-
licher Breite deutlich gesehen."
HoFjiANN fügt noch hinzu, dass der Komet nicht mit blossen Augen,
nur durch ein 3fiissiges Fernrohr zu erkennen sei, und sehr mit dem
1580 beobachteten Kometen überein zu kommen scheint u. s. w.
Aus Obigem wird sich nun die Entdeckung des braven Palizsch
sowohl begreifen, als auch gehörig würdigen lassen. Nicht mit blossen
Augen, sondern mit einem Fernrohr von 8 Fuss, nicht zufällig, sondern
absichtlich nach dem HALLEx'schen Kometen suchend, hatte er das
Glück, diesen zuerst zu entdecken. Dass er seinen Fund nicht gleich
als den HAXLEY'schen Kometen angiebt, ist natürlich, und macht seiner
Vorsicht und Bescheidenheit Ehre. Denn dies musste noch entschieden
442 Kometen.
werden, und nur zu übereilt hatte man Anfangs die im Jahr 1757 und
im Sommer 1758 sich zeigenden Kometen auch als den HALLEv'schen
ausgerufen. Aber Hofmann scheint wiiklich keine Idee davon gehabt
zu haben, dass dies der HALLEv'sche Komet sein könne.
Für die Theorie wird mit der HoFMANN'schen Beobachtung vom
28. December, die wahrscheinlich auf einer Schätzung beruht, nicht
\iel anzufangen sein. Das, was Palizsch als von ihm bemerkte Oerter
des Kometen anzugeben scheint, sind blos die auf 1730 reducirten Oerter
der beiden Sterne und N, wie sie sich in dem, den DoppEL>iATER'schen
Karten beigestochenen HEVEL'schen Sternverzeichnisse finden.
Der HALLET'sche Komet wurde 1682 auch von .J. D. Cassini be-
obachtet. Diese Beobachtungen sind bisher wenig benutzt und wenig
bekannt geworden. Pingre erwähnt ihrer gar nicht. Cassini df. Tihtry
gab sie 1759 in einer eigenen kleinen Schrift unter dem Titel: Obser-
vations de la Comete de 1531 pendant le femps de son retour en 1682,
faites par Jean Dominic. Cassini et publiees par Caesar Francois Cassini
en 1759. Paris clicz Durand S^. heraus. Allein dies kleine Werk scheint
wenig in Umlauf gekommen zu sein.
Cassini's Beobachtungen fangen nach dem Bericht in der Eist, de
TAcad. de Paris 1759, p. 16ä, schon am 2.">. August an, und gehen bis
zum 21. September, da Flajisteed's Beobaclitungen sich nur (HiMoria
Coel. Brit. Vol. 1 pag. 108 etc.) vom 30. August Morgens bis zum
19. September Abends erstrecken.') Wenn Cassini's Beobachtungen aucii
nicht so genau sind, als diejenigen, die Fl^uisteed, vielleicht mit
besseren Instrumenten, gewiss aber von Newton oder Hallet über die
A\'ichtigkeit guter Kometen-Beobachtungen belehrt, mit grösserer Sorg-
falt anstellte, so mttssten sie doch, eben weil sie einen längeren Zeit-
raum umfassen, zur genaueren Bestimmung der Bahn, die dieser Komet
beschrieben hat, nützlich sein. Cassini de Thuey hat aus seines Gross-
vaters Beobachtungen Elemente berechnet, die von den HAi.LF.Y'schen
verschieden, doch, wie er sagt, die FLAMSTKEu'schen Beobachtungen bis
auf 2' oder 3' darstellen. Vermuthlich sind diese Elemente, die ich
nicht kenne, in einer Fortsetzung jener ersten Schrift entbalten, die
') Die Beobachtungen von Dk La Hihk nnil Picaud finden sich in C. Monnikk
Histoire Celeste, p. 265 etc. Sie fangen am 27. Aug-nst Äforgens an und gehen bis zum
i:i. September. Glücklicher Weise .scheinen gerade die Beobachtungen vom 27., 28.
nnd 29. August, die friiher gemacht sind, als die FLAMSTEEo'schpu anfangen, ziemlich
genau zu sein. — Hkvkl (Annus Climact., p. 124 etc.) hat den Kometen nur selten,
zuerst am 30. Angust mit seinem ncnen Sextanten beobachtet, seine mit dem Radius
angestellten verdienen kein Zutrauen, andere brauchbare Beobachtungen fllr die Er-
scheinung des Kometen im .lahr lUX'i haben wir nicht.
II,
126. Einige Bemerkungen über den berühmten Halley 'sehen Kometen. 443
La Lanbk in seiner Bibliographie anführt: Calcul des Ohservations de
la Comete pour le temps de son appaiition en 1682 — — publie par
M. Cassini de Thuky. Paris 1760. Aber auch Bailly hat aus Gassini's
Beobachtungen vom 26. August, 9. und 19. September folgende Elemente
abgeleitet, die ich in der, in Professor Schttmachek's Astronomischen Ab-
handlungen, 1. Heft, befindlichen allgemeinen Kometentafel aufgenommen
haben würde, wenn ich mich ihrer damals erinnert hätte.
Zeit der Sonnennähe 1(382 Sept. 14. 19^ 26' mittl. Zeit.
Länge der Sonnennähe . . ^10^ 1° 49'
Länge des ft = P 10"' 44'
Inklination = 17» 46V
Kleinster Abstand . . . = 0,582 07.
Diese Elemente stimmen mit den HAiLEx'schen so nahe überein,
dass man sich nicht wundern darf, wenn Bailly fand, dass sie auch die
FLAMSTEEü'schen Beobachtungen fast eben so gut darstellen, als diese.
Ich habe mir die beiden CAssixi'schen Schriften vergebens aus Paris
zu verschaffen gesucht, und ich zweifle, ob sie in Deutschland anzu-
treffen sind. Es wäre sehr zu wünschen, dass man diese CAssiNi'schen
Beobachtungen in irgend einer allgemein verbreiteten Schrift, z. B. in
der Connaissance des Tems, mit allem Detail, wieder abdrucken Hesse.
Wenn die nächste Eückkunft des HALLEY'schen Kometen mit aller
Schärfe bestimmt werden soll, die der jetzige Zustand der Astronomie
erreichen kann, und gewiss, besonders nach der von der Pariser Aka-
demie gegebenen Preisfrage, auch zu erreichen suchen wird, so ist eine
möglichst genaue Untersuchung der Bahn, die dieser Komet auch 1682
beschrieben hat, nothwendig. Dazu können wir nicht Beobachtungen
genug haben. Damoiseau's allerdings vortreffliche Preisschrift, die uns
das nächste Perihel auf 1885 November 16,6 ankündigt, kann man nur
als erste Näherung ansehen. So viel ich weiss, hat dieser berühmte
Geometer nur die vom 4, b und S herrührenden Perturbationen in
Rechnung gebracht; aber auch die Einwirkung der kleinen Planeten
ist nicht zu vernachlässigen, und 1759 ging der Komet der Erde so
nahe vorbei, dass ihre Anziehung die nächste Umlaufszeit nach Albert
Etjlek's Rechnung um mehr als einen Monat, nach Bueckhabdt's ge-
naueren Untersuchungen um 16 Tage verkürzen musste (Conn. des Tems
1819, p. 375). DAMOisEAr hält selbst eine neue Diskussion der Be-
obachtungen von 1682 und 1759 für nothwendig. Wahrscheinlich ist
diese von dem trefflichen Bueckhaedt schon vorgenommen; aber dieser
hochverdiente, den \Mssenschaften jetzt leider viel zu früh entrissene
Gelehrte giebt, wie bei ihm gewöhnlich, aus übertriebener Bescheiden-
heit von seinen Arbeiten zu wenig Detail. Die Bekanntmachung der
444 Konieteu.
\'on ihm gewiss auf's Sorgfältigste reducirten Beobachtungen, wenn sie
sich noch unter seinen nachgelassenen Papieren auffinden Hessen, würde
Anderen dies mühsame zeitraubende Gesciiäft, wo nicht ganz ersparen,
doch wenigstens eine sehr nützliche Kontrolle ihrer eigenen Eeduktionen
darbieten.
127. Teljer die nächste Wiederersclieiiiiing: des Ilalley'schen
Kometen im Jahre 1835.
[Schnmacher's Astronomische Nachrichten. Uil. XII, S. 57 — 64, November 1835.]
Der eigentliche Tag der Sonnennähe des HALLEv'schen Kometen
im Jahr 1835 lässt sich nicht zuverlässig im Voraus bestimmen, wenn
gleich die Bemühungen ausgezeichneter Astronomen und Geometer diesen
Zeitpunkt in ziemlich enge Grenzen eingeschlossen haben. Schon die
verwickelten, langwierigen und mühsamen Perturbations- Rechnungen
gaben nicht alleu Rechnern gleiche Resultate : Damoiseau fand die
Zeit des Perihels Nov. 4,32 ; Pontecotjlant Nov. 7,2. Professor Rosen-
berger hat seine, mit der grössten Umsicht, Genauigkeit, Ausdelinung
und Schärfe geführten Rechnungen noch nicht beendigt; soviel sich
aber aus dem bisher Mitgetheilteu schliessen lässt, wird nach ihm die
Zeit der Sonnennähe, selbst wenn man Rücksicht auf den Widerstand
des Aethers nimmt, der nach seinen Rechnungen diese etwa um vier
Tage zu verfrüheu scheint, erst gegen den 11. Nov. eintreö'en. Aber
eben dieser Widerstand des Aethers lässt sich in seiner Wirkung auf
den HALLEv'sciien Kometen noch gar nicht scliätzen. Aus dem, was er
bei dem ENCKE'schen Kometen nach der Erfahrung bewirkt, kann man
auf das, was dem HAi-LEY'schen Kometen durcli ihn widerfährt, durchaus
nicht schliessen. Denn erstens ist die Wirkung des widerstehenden Mittels
nothwondig eine Funktion des Volumens und der Masse des Kometen ; beide,
Masse und Volunicn sind gewiss bei beiden Kometen, Kncke und H.vi.i.my,
sehr verschieden, aber in welcliem Verhältniss, ist uns bis jetzt unbe-
kannt. Zweitens die willkürliche Annahme, wenn auch nach Newton,
dass die Dichtigkeit des widerstehenden Mittels, oder des Aethers im
Welträume, umgekelirt wie das Quadrat des Abstandes von der Sonne
almehme, bleibt sehr zweifelhaft; eine grössere Dichtigkeit in grösseren
Abständen, als nach jenem willkürlich angenommeneu (besetz Statt finden
kann, muss grossen Kinfhiss auf die l^ewegung eines Konieteu haben,
der eine so viel ausgedehntere Hahn beschreibt, als der ENCKE'sche.
Santini fand die Verfrühcrung des BiEi.A'schen Kometen, nach dieser
Hyiiothfsc rechnend, nur U,U.'J Tage, da die Erfaiirung doch 0,l.b, wo
127. Ueberilie uächsteWiedererscheiBuna' d- Halley'schen Kometen im. Talire 1835. 445
nicht gar 0,90 Tage gab. Auch dies scheint eine nach einem anderen
Gesetz, vielleicht nach den Ordiüaten einer logarithmischen Linie, lang-
samer abnehmende Dichtigkeit des Aethers wahrscheinlich zu machen.
Drittens ist es nicht unwahrscheinlich, dass das widerstehende Mittel
nicht in Euhe ist, sondern rechtläufig um die Sonne rotirt. Schon das
ewige rechtläufige Kreisen der Planeteu in demselben muss eine recht-
läufige Bewegung des Aethers hervorbringen. ' Aber ich glaube, dass
diese rechtläufige Bewegung schon mit der Bildung unseres Planeten-
systems entstand, und mit derselben ursprünglich verbunden war.
Bewegt sich aber das widerstehende Mittel rechtläufig, so wird der
Widerstand desselben gegen einen rückläufigen Kometen, gleich dem
HALLEv'schen, ganz anders sein, als gegen den rechtläufigen ExcKs'schen.
Nur Erfahrung kann uns also über den Betrag des Einflusses, den der
Widerstand des Aethers auf die ünilaufszeit des HALLET'schen Kometen
hat, belehren. Freilich könnte schon die Rückkunft des Kometen zu
seinem Perihel im Jahr 1759 eine solche Erfahrung darbieten; aber,
um zu bestimmen, wie viele Tage früher der Komet wegen des Wider-
standes des Aethers 1759 seine Sonnennähe erreicht hat, hätte man
nothwendig auch die Perturbationen zwischen 1607 und 1682 aufs
Genaueste berechnen müssen. Dies würde die ungeheueren Rechnungen,
die die Astronomen zur Bestimmung der Wiederkunft 1835 unter-
nommen haben, noch um die Hälfte vermehren, eine Arbeit, die man
von ihnen wohl nicht fordern konnte, wenigstens von keinem von ihnen
geleistet ist.
Claibaut, wie er die Wiederkunft des HALLEx'schen Kometen auf
1759 im Voraus bestimmen wollte, begnügte sich nicht, blos die Pertur-
bationen von 1607 bis 1682 mit zu berechnen, sondern er berechnete
auch den Betrag derselben für die Revolution von 1531 bis 1602.
Nach den von ihm in den „Becherches sur la Comete" (Petershourg 1762)
gegebenen Resultaten, worin die früher in der „Theorie des Cometes"
(Paris 1761) geführten Rechnungen revidirt und zum Theil korrigirt
sind, kam der Komet sowohl 1682 als 1759 etwa 23 bis 24 Tage
früher zu seinem Perihel, als die Rechnung angab. Man kann aber
hieraus auf die wirkliche Grösse des Einflusses des Widerstandes gar
nicht schliessen, weil Claieaut den Uranus nicht kannte, und die Masse
des Saturns viel zu gross = ^^Vr angenommen hat.
Bei dieser Unbestimmtheit der Zeit der Sonnennähe des Halley'-
schen Kometen im künftigen Jahr kann der Wunsch, ihn sobald als
möglich zu sehen, lebhafter werden; und es fragt sich, ob es nicht
möglich sein wird, ihn schon im Winter oder anfangenden Frühjahr
1835 vor seiner Konjunktion mit der Sonne zu erblicken? Ferker
und WisNiEwsKx fanden den Kometen von 1811 im Julius nud August
446 Kometen.
1812 glücklich wieder auf, wie dieser einen grösseren Abstand von der
Sonne, und wo nicht grösseren, doch ebenso grossen Abstand von der
Erde hatte, als der HALLKY'sche Komet im Februar und März 1835
haben wird. Auf den Abstand von der Sonne kommt es hauptsächlich
an, wie schon oft erinnert worden ist. Gross genug bleibt ein Komet
leicht für unsere Fernröhre, wenn er nur hell genug bleibt, ihn vom
Himmelsgrund unterscheiden zu können. Nun bin ich zwar weit ent-
fernt, den HALLEv'schen Kometen für ebenso gross und unter gleichen
Umständen für ebenso augenfällig zu halten, als den prachtvollen
Kometen von 1811; allein erstens auch von dem HALLEr'schen Kometen
schildern alle eliemaligen Beobachter den Kopf als vorzüglich glänzend.
Der Kern war, wie ein Fixstern (Pingre I p. 460). Hevel sagt von
seiner Erscheinung 1682 (Annns CUmactericiis p. 123): Joto apparitionis
tempore lucidius et aliquanto majus caput exhihmt, quam praecedens ille
anno 1631". Unter dem 2. September heisst es p. 121: „Compectum
tarnen est caput Cometae Utbo optica ad exortum ipsum solis, ob claris-
simum micleum, quam in meditidlio referebat". Auch Eohert Hooke
(PustliKmoKs Works p. 161) konnte unter anderen den Kometen am
4. (14.) September fast bis zu seinem Untergange sehen. „I was able, to
See it almost to the very Horizon, even tili it went bchind a steeple a
little above the tops of the }iouses, tJiough tlie Smoke much tJnckncd the
air." Zweitens in der Mitte des März 1835 wird er im Verhältniss
von 8:5 von der Sonne stärker erleuchtet, als der Komet am 17. August
1812, wie WisNiEwsKY diesen zuletzt sah und beobachtete, und drittens,
was die Hauptsache ist: Ferbee fand den Kometen 1812 am 10. Julius
mit einem Kometensucher; Wisniewsky konnte ihn noch den 17. August
mit einem gewöhnliclien Acliromaten von .'^.V Fuss beobachten, da nichts
hindert, zur Aufsuchung des ÜAi.i.Kv'schen Kometen grosse Refraktors
oder Reflektors anzuwenden, die auch den schwächsten Nebelfleck noch
sichtbar machen.
Wenn ich mich so auf die Erscheinungen des HAi-i,Kv'schcn Kometen
im Jahr 1682 berufe, so setze ich freilich voraus, dass der Komet an
sich seitdem nicht merklich an Masse nnd Materie abgenommen habe.
Jfehrere Astronomen halten eine solche allmähliche Aiinahme der
Kometen für walirscheinlich, weil wenigstens die mit Schweifen ver-
sehenen Kometen nothwendig bei jeder Rückkunft zu ihrer Sonnennähe
einen grossen Theil ihres Sclnveifmaterials ausstnimen und verlieren
müssen. Erfahrung hat uns inde.ssen bis jetzt bei dem HALLEv'sclien
Kometen nichts Gewisses darüber gelehrt. War dieser Komet 1607,
und bei seiner letzten Ersclieinung 1750 nur blass und verhältniss-
mässig unscheinbar, so zeigte er sich doch 1682 wieder sehr glänzend
und das geringere Ansehen 1607 und 1759 lässt sich aus seiner
127. Ueber die nächste Wiedeieiseheiimiig 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 Aielleicht
nur nicht, wo die Kometen ihren im Perihel erlittenen Verlust auf
ihrer weiten Reise wieder ersetzen.
Anführen muss ich jedoch, dass Messiee, 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 Messusr nur Seh Werkzeuge gewöhnlicher Art an,
da man hingegen 1835 im März nach völlig geeudigter Abenddämmerung
noch hoch am Himmel den Kometen mit viel lichtstärkeren Achromaten
oder Spiegelteleskopen aufsuchen kann. Dass auch der HALLEx'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. ')
') Diese höchst merkwürdige und auffallende Eigenschaft des EscKE'schen
Kometen ist, so viel ich weiss, bisher noch nicht hinreichend heransgehoben worden.
Die Lichtstärke eines himmlischen, nicht selhstleuchteuden Gegenstandes ist der
M
Theorie nach = , wenn R und D die Abstände von Sonne und Erde bedeuten,
und M von der eigenthümlichen 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^ 0,936 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 Eümker 1822, wie C= 15,18 war. Eben dies C
war bei seiner Auffindung 1832 = 12,12, wo ihn doch beide Beobachter, Hexderson
und MossoTTi als sehr lichtschwach beschi-eiben , und er entzog sich He>t)erson'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 Theile ganz unsichtbar, und
auch die dem Schwerpimkte näheren Theile wenig geschickt werden, Sonnenlicht
zurückzuwerfen, und dass der Komet bei seiner Wiederenffernnng von der Sonne,
sich erst langsam wieder zusammenziehen, und seine zerstreuten Bestandtheile wieder
einsammeln kann.
448 Kometen.
So zweifelhaft es nun aber auch bleiben mag-, ob es möglich sein
wird, den Kometen vor seiner Konjunktion zu sehen, so ist der Ver-
such, ihn aufzufinden, doch leicht zu wagen; und auch ein negativer
Erfolg wird immer über das Verhältniss dieses Halle Y'schen Kometen
zu dem A'on 1811 lehrreich sein. Um einen solchen Versuch möglichst
zu erleichtern, theile ich hier eine doppelte Ephemeride des H.\LLEY'schen
Kometen mit. Bei der ersten habe ich den 1., bei der zweiten den
11. November 1835 als den Tag der Sonnennähe angenommen. Der
Komet wird höchstwahrscheinlich zwischen diesen beiden Tagen sein
Perihelium erreichen. Die übrigen Elemente habe ich von Pontecoulant
entlehnt:
Excentricität = 0,967 5212
Länge des Perihels = 304» 31' 43"
Länge des ft = 55^ 80' 0"
Neigung der Bahn = 17» 44' 24"
Halbe grosse Axe = 17,997 11
Mittl. tägliche Bewegung . . . = 46,475 058"
Herr Pontecoulant gibt die halbe grosse Axe = 17,987 05 und
die mittlere tägliche Bewegung =46,512 265. Allein dabei ist ein
kleines Versehen vorgefallen. Herr Pontecoitlant hat nämlich das
fdn von 1682 =0,373 945 statt des fän von 1759 =0,336 738 2 zu
JV^" = 46,138 32 addirt, und so fehlerhaft iV" = 46,512 265 statt
= 46,475 058 erhalten, und aus diesem irrigen Werth von N" den der
halben gi-ossen Axe abgeleitet. Die folgenden Oerter des Kometen
gelten für die mittlere Berliner Mitternacht.
Sonnennähe 1835, Nov.
1,5.
Zeit
yff
Dekliii,
Loij. flist. a Q
Log. (list. a 5
1834.
Dec.
22,5
80« 59'
+
12« 20'
0,644 8
0,538 4
1835.
Jan.
l/>
77« 18'
+
12« 21'
0,634 7
0,532 2
>i
11,5
73" 46'
+
12« 25'
0,624 3
0,530 8
n
21,5
70« 31'
+
12« 33'
0,613 1
0,533 3
n
31,5
67« 46'
+
12« 45'
0,602 4
0,540 2
Feb.
10,5
65« 30'
+
13« 2'
0,590 8
0,548 2
»
20,5
63« 47'
+
13« 22'
0,578 7
0,558
März
2,5
62« 36'
+
13« 45'
0,566 2
0,567 6
12,5
61« 54'
+
14« 12'
0,552 8
0,575 1
n
22,5
61« 41'
+
14« 39'
0,539 2
0,583 4
April
1,5
61« 49'
+
15« 14'
0,524 8
0,588 7
127. l'eber die nächste Wiedererscbeiinmg- d. Halley'scheu Kometen im Jahre 1835. 449
Sonnennähe 1835, Nov.
11,5.
Zeit
AI
Deklin.
Log. dist. a Q
Log. dist. a J
1834.
Dec.
22,5
81" 43'
+
12" 17'
0,674 5
0,550 3
1835.
Jan.
1,5
78° 9'
-U
12" 17'
0,644 8
0,544 4
)?
11,5
740 42'
+
12" 22'
0,634 7
0,542 9
?7
21,5
71" 34'
+
12" 31'
0,624 3
0,545 7
??
31,5
68» 50'
+
12" 43'
0,613 1
0,551 4
Feb.
10,5
66» 38'
+
12" 59'
0,602 4
0,559 9
.,
20,5
64° 56'
+
13" 20'
0,590 8
0,569 1
März
2,5
63« 47'
+
13" 43'
0,578 7
0,578 7
•?
12,5
63" 6'
+
14" 10'
0,566 2
0,586 9
»
22,5
62" 51'
+
14" 39'
0,552 8
0,593 9
April
1^5
63" 4'
+
15" 2'
0,539 2
0,599 6
Obgleich Erde und Komet sich nach der ersten Hälfte des Januar
wieder weiter von einander entfernen, so wird dies doch durch die
stets fortschreitende Annäherung des Kometen zur Sonne mehr als
ausgeglichen. Nicht also zur Zeit oder bald nach der Opposition,
sondern erst im Februar und März ist die grösste Wahrscheinlichkeit,
den Kometen erblicken zu können.
Einige Schriftsteller haben beim Publikum eine sehr übertriebene
Vorstellung von dem Glänze und der Pracht erregt, mit denen ihrem
Vorgeben nach dieser Komet im Oktober 1835 erscheinen wird. Die
Erwartung wird in dem Grade bei weitem nicht erfüllt werden. Der
Komet wird im Ganzen mehr dieselbe Lichtstärke zeigen, wie im Jahr
1607, die uns Keplee beschreibt, und nicht als besonders ausgezeichnet
rühmt. Gegen den Kometen von 1811 wird er sehr zurückstehen und
sich etwa dem dritten oder Stierkometen von 1825,^) wie dieser seineu
besten Glanz über vmserem Horizont entfaltete, ähnlich zeigen, der auf
das grosse Publikum keinen besonderen Eindruck gemacht hat. Nur
der Kopf des HALLEr'schen Kometen wird wahrscheinlich heller und
merkwürdiger gebildet erscheinen, als beim Kometen von 1825. Wir
haben vier Abbildungen, wie sich der HALLEx'sche Komet 1682 im
Fernrohr gezeigt haben soll : eine monströse von Hevel für den 8. Sep-
tember im Annus Climactericim, die Hevel auch schon früher durch
') Unter dem heiteren Himmel von Florenz konnte Lnohieami diesen Kometen
von 1825 bis zum 8. Julius 1826 verfolgen und beobachten (Astronomische Nachrichten,
Bd. V, p. 150). Damals war der Abstand dieses Kometen von der Sonne = 3,147,
welches von dem Abstände, den der HALLEy'sche Komet am 22. März 1835 von
der Sonne haben wird, = 3,461, nicht sehr verschieden ist. Dies muss die Hofi-
nnug, den HALLEv'schen Kometen schon im Frühjahr 1835 sehen zu können, sehr
verstärken.
Olbers I 29
450 Kometen.
die Ada Ei-uditortim 1682 bekannt gemacht hatte; und drittens in den
Posthumous WorJcs von E. Hooke. Die Zeichnungen in den letzteren,
so wenig zuverlässig sie auch sind, da Hooke sie nur ganz roh, seinem
Gedächtniss zu Hülfe zu kommen, entworfen hatte, und ß. Waller sie
nach Hooke's Beschreibung ausführte (Posthumous Works, p. 194), er-
klären doch das Auffallende in Hevel's Zeichnung und geben zu er-
kennen, dass auch der Kern dieses Kometen, ausser seiner gewöhnlichen
nebligen Umgebung, in einem hohlen parabolischen Konoiden von hollerer
Schweifmaterie eingeschlossen war, einigermaassen dem Kometen von
1811 ähnlich; nur berührt bei Hali.ey der Kern unmittelbar den
Apex des Konoiden, der bei dem Kometen von 1811 durch einen be-
trächtlichen dunklen Zwischenraum von dem Kern getrennt war. ^^'as
He\-el gleichsam als ein Hörn aus dem Kern hervorgehend zeichnete,
ist blos der nördliche Band des Konoiden, der nach Hooke sehr viel
heller war, als der südliche. Es ist zu erwarten, dass die Astronomen
bei der bevorstehenden Wiederkunft auf diese merkwürdige Gestaltung,
die sich wohl nur nahe dem Perihel zeigen wird, und ihre Veränderungen,
alle mögliche Aufmerksamkeit richten werden. In der Zeichnung, die
Tobias Mater dem Eande seines Tagebuches (Astronomical Observatiotis
made at Göttingen from 1756 to 1761 etc., London 1836, Fol., p. 43)
für den 30. April 1 759 beigefügt hat, zeigt sich nichts mehr von diesem
helleren Konoiden, der 48 Tage nach der Sonnennähe wohl schon längst
wieder verschwunden war.
Wenn der Komet diesmal keine ausserordentliche Pracht zeigen
wird, so sind hingegen die Umstände seiner bevorstclienden Sonnennähe
für die Wissenschaft insofern voi'theilhaft, weil man den Kometen sehr
lange wird sehen und beobachten können. Auf der südlichen Halbkugel
unserer Erde, wo jetzt. Dank den Britten, mehrere Sternwarten errichtet,
und tüchtige Astronomen angestellt sind, wird man den Kometen nach
der Sonnennähe schon Ende December 1835 aus den Sonnenstrahlen
hervortreten sehen, und bis zum Frühjahr 1836 beobachten können.
Im nördlichen Europa wird freilich, seiner beständig niedrigen Höhe
über dem Horizont wegen, (huin weniger von ilun zu Gesicht kommen;
und wenn er im März und April 1836 sicli beim Raben und Becher
wieder melir über unseren Gesichtskreis erhebt, ist er schon so weit
von Erde und Sonne entfernt, dass er nur noch als ein schwacher
Nebelfleck in lichtstarken Fernröhren erscheinen wird.
Gerade wie ich beim Niederschreiben dieses kleinen Aufsatzes be-
schäftigt war, wurde ich ganz uiu'rwartet mit einem Besuche des Herrn
Professor KosKxi!i;i((iER elien so .sehr erfreut, als beehrt. Auch Herr
128. Auszug: aus einem Schreiben, deu Halley 'sehen Kometen betreffend. 451
Professor Rosenbeeger hat ganz die Ueberzeugung, dass es, wegen des
etwa Statt findenden Widerstandes des Aethers, unmöglich sei, den
Tag der Sonnennähe des Kometen im Jahr 1835 mit einiger Sicherheit
im Voraus anzugeben, wenn man nicht auch die Perturbationen von
1607 bis 1682 berechnet hat. Da zu letzterein keine Zeit mehr ist,
so hat er beschlossen, seine Berechnung der Perturbationen zwischen
1759 und 1835, die er schon bis zum 270.° der excentrischen Anomalie
fortgeführt hat, vor jetzt nicht weiter fortzusetzen, sondern erst den
Erfolg der Erfahrung zu erwarten. Dann aber will er seine Rech-
nungen wieder vornehmen, und auch bis 1607 zurückgehen, um den
Einfluss, den der Widerstand des Aethers auf die Bewegung dieses
Kometen hat, so genau wie möglich zu bestimmen.
128. Auszug aus eiuein Sclireibeu, den Halley'sclieu Kometeu
l)eti"effend.
Bremen 1835, September 7.
[Schnuiacher's Ästrouomische Nacbrichten, Bd. XU, S. 317 — 320. September 1835.]
Nach Rosenbeegee's Elementen stimmt die Zeit des Periheliums,
welche man aus den geraden Aufsteigungen der jetzigen Beobachtungen
herleitet, so genau mit der aus den Deklinationen hergeleiteten, als
man nur bei der Schwierigkeit der bisherigen Beobachtungen erwarten
kann. So giebt Encke's Beobachtung vom 22. August das Perihel
November 16,174, Ihre Beobachtung (sie ist von Herrn Petebsen)
vom 26. August November 16,088 5, und es findet sich für:
Wahre Auom. des Zu dieser Anom. Beobachtete
Kometen aus der gehört geocentr. geocentrische
beob. Breite Länge Länge Unterschied
Aug. 22. 109 34' 4" 86° 2' 0" 86° 1' 28" + 0' 32"
„ 26. 108° 3' 3" 86° 48' 22,9" 86° 48' 2,4" + 0' 20,5"
Bis also fernere Beobachtungen das Genauere ergeben, kann
man die Zeit des Perihels auf November 16. 3'' mittlere Berliner Zeit
setzen.
Vielleicht hat es Interesse, die relative Lichtstärke des Kometen
zu übersehen, bei der die Lichtstärke desselben für den 25. August als
Einheit angenommen ist.
29*
4ö'2
2
Kometeu.
Lichtstärke
Lichtstärke
Lichtstärke
Aug. 23.
1.00
Okt. 2.
43,80
Okt. 26.
54,82
Sept. 4.
2,05
„ 6.
101.81
„ 30.
39,80
•■ B.
2.73
,. 8.
163,70
Nov. 3.
31,15
, 12.
3,70
,. 10.
258,80
7.
25,46
„ 10.
5,83
„ 12.
318,80
,. 11.
21.23
„ 20.
8,01
,. 14.
295,50
,. i:..
17,42
24. 12,01 „ 18. 155,10 ,, lü. 14,67
28. 22,26 ,. 22. 85,04
\2\). Schreiben, den Halley'sclieu Kometeu betreffend.
Bremen 1835, September 21.
[Schumacher^s Ä.stronomische Nachrichten, Hd. Xlll, S. 7. Oktober 1835.]
Dass der Komet noch jetzt keinen Scliweif zeigt, kann uns niclit
berechtigen, zu glauben, er werde bei seiner diesjährigen Erscheinung
auch in der Folge keinen Schweif erhalten, oder der Komet habe seit
seiner letzten ^^'iederkunft 1759 iiberhauiit merklicii abgenommen. Am
25. Januar 1759, 47 Tage vor dem Perihel, fand Messiee bei dem
heitersten Wetter mit einem Spiegel-Teleskop von 41- Fnss nocli nicht
die geringste Spur von einem Schweife. Gleich weit ist diesmal der
Komet am 30. September von dem Tage seiner Sonnennähe entfernt.
^\'enn wir also nach der Erscheinung vom Jahre 1759 die gegenwärtige
beurtheilen wollen, so wird der Komet vor dem Oktober keinen Schweif
zeigen.
Messier konnte 1759 auch bis zum II. I'\'brnar. 27 Tage vor der
Sonnennähe, nichts von einem Schweife wahrnehmen; allein die TTin-
stände waren sehr ungünstig und niedere liage des Kometen, Mond-
schein und Dämmerung hinderlich. Nachmals, aber freilich nach dein
Perihel, hatte 1759 der Komet einen sehr kenntlichen Schweif, den
De La Nux auf der Insel Bourbon am 5. Mai sogar ^^47" fand.
Allein am 26. September 1607, 30 Tage vor dem Perihel, wurde
ein Schweif bemerkt, der wahrscheinlich schon mehrere Tage früher
sichtbar gewesen war. Im Oktol)ei- wird also hoffentlich auch diesmal
der Komet einen, wenn auch nur kurzen und blassen Scliweif nach iiiul
nach entfalten.
130. Aiiszng- aus einem Briefe, den Kometen von 1808 betreffend. 453
130. Auszug aus einem Briefe, deu Kometen Yon 1808 betreffend.
[Schumacher's Astronomische Nachrichten, Bd. I. S. 307—310. September 1822.]
Ich weiss, mein lioher Freund, wie sehr Ihnen alles, was irgend
die Astronomie befördern kann, am Herzen liegt, und ich glaube also,
dass Sie gern durch Ihre so sehr dazu geeigneten Astronomischen Nach-
ricliten einen mir nicht unwichtig scheinenden Gegenstand werden auf-
klären helfen.
Durch Encke's und Btteckhaedt's Entdeckung, dass viele kleine
Kometen nur eine sehr kurze ümlaufszeit haben, werden uns auch zur
eigentlichen Berechnung unvollständig gebliebene Beobachtungen solcher
kleiner Kometen wichtig. Sie können dienen, die eigentlichen Perioden
eines solchen Kometen festzusetzen, über deren Dauer die Rechnung
aus einige]- Entfernung immer noch eine beträchtliche ünzuverlässig-
keit lässt. Die Identität des unvollständig beobachteten Kometen mit
einem wirklich berechneten lässt sich zuweilen sehr sicher erkennen,
wie es z. B. bei dem Kometen von 1786 der Fall war.
Es ist also zu bedauern, wenn uns irgend eine solche Gelegenheit
entgeht, die diesen noch zu dürftigen, erst aufkommenden Zweig der
neueren Astronomie vervollkommnen könnte. Und diese Gefahr laufen
wir wirklich bei einer Kometenerscheinung, bei der sie gar nicht Statt
finden sollte. Der zweite von Poxs im Jahre 1808 aufgefundene Komet
ist nicht blos dort, sondern auch in Petersburg von Wisniewsky nicht
blos mehrere Tage gesehen, sondern mehrere Tage wirklich beobachtet
worden. Und doch ist das, was wir davon bisher wissen, so beschaffen,
dass gar nichts damit anzufangen ist, weil sich die Nachrichten, die
Herr von Zach von den Marseiller, und Herr von Wisniewsky von
den Petersburger Beobachtungen gegeben hat, gar zu auffallend wider-
sprechen. Hier das, was uns bisher davon mitgetheilt ist :
Zuerst meldeten die Zeitungen, dass Herr Pons zu Marseille am
25. März 1808 um 9 Uhr Abends einen kleinen Kometen im Kamelo-
pard, 8" über dem Polarstern, entdeckt habe. Darauf erhielt man nach
und nach Folgendes:
Moniteur universel. No. 99, Vendredi, S April 1808, p. 392.
„M. Pons vient de decouvrir une nouvelle comete pres du col de la
Giraffe. Ellle paroissait comme une nebuleuse ronde, assez visible dans
la lunette de nuit, mais tres difficile ä distinguer dans une lunette
achromatique. Du 25 Mars au 1 Avril la lumiere et la grosseur de
la comete n'ont eprouve aucune Variation sensible. Yoici les positions
observees par M. De Thulis, directeur de l'Observatoire de Marseille,
et M. le Baron De Zach:
45 4 Kometen.
26 Mars l^ du niatin .... 149'' 39' 80" 54'
26 „ 8" du soii- 132« 30' 80« 52'
28 „ 91",, „ 98» 10' 76« 10'
29 „ lO'' 9' 54" tems moy. . 81« 1' 30" 73« 54' 10"
31 „ 9'' 12' „ „ . . 66« 15' 10" 68« 30' 12"
La positiou de la comete rend les observations difticiles et peu
sures. Les dernieres sont celles, qui meritent le plus de confiance."
MonaÜhhe Korrespondenz ISOS, August, p. 172: Schreibeu des
Staatsrathes von Schtjbeet:
„Am 29. März des Abends hatten wir den Kometen (von 1807),
weil die Luft nicht ganz rein war, vergebens gesucht. Herr von ^\'is-
NtEwsKT blieb indessen noch auf der Sternwarte, durchstreifte den
Himmel und hatte das Glück, im Gestirn des Giraffen einen neuen
Kometen zu entdecken, der etwa 74« nördliche Deklination und 100«
gerade Aufsteigung hatte. Er hatte eine sehr schnelle Bewegung von
ungefähr 3« täglich, fast gerade nach Süden auf den Fuhrmann zu.
Sein Durchmesser war beinahe 3', aber sein Licht äusserst schwach
und keine Spur von einem Schweife. Er ist überhaupt nur 4 Jlal hier
beobachtet worden; denn nachdem der Mondschein vorüber war, war
es unmöglich, ihn wieder aufzufinden. Ueberliaupt war es merkwürdig,
wie schnell sein Licht während der wenigen Tage seiner Sichtbarkeit
abnahm."
Astronomisches Jahrhich 1811, p. 216: Schreiben des Herrn Aka-
demikers VON WiSNiEAVSKY, Petersburg -^. ,.-- 1808.
' ^ 5. Ajiril
17
„Am ~ März dieses Jahres, Abends um Iti Ulir, habe ich im Ka-
meloparden in etwa 100« gerader Aufsteigung und 74« nördliclier
Abweichung einen Kometen entdeckt. Er erschien im 3ifüssigen Dollond
i'und, etwa 3' im Durchmesser gross und ohne Schweif. Er geht nach
dem Gestirn des Ftüirmanns, und es nimmt täglich seine gerade Auf-
steigung etwa um 4«, seine Abweichung 2.V« ab. Ich habe ihn am
17. 19. .... 20. März ^ 21. März »,.,,, , . ,
jiTT» .„März, - r— ., und „ - ., beobachtet, wegen des eingetre-
-9. 31. 1. April 2. April
tenen Mondscheins aber gestern nic^ht mehr sehen können, da auch
seine Lichtstärke merklich abnahm."
Nocii leben, Thi'ms ausgenommen, alle die Astronomen, die diesen
Kometen gf;sehen haben, und es wird also, denke ich, diesen Herreu
nicht schwer sein, jene Widersprüche auszugleichen, wenn Sie sich nur
otten über alle Umstände ihrer Beobachtungen erklären wollten. Es
ist otlenbar, dass entweder in J'ctershurii oder in Marseille die Sterne,
durch die man den Ort des Kometen bestimmte, irrig erkannt worden
I
130. Auszug aus einem Briefe, deu Kometen vuu 1808 betreffend. 455
sind. Wie leicht in einem solchen Sternbilde, wie der Kamelopard, der
fast gar keine kenntlichen Sterne hat, Sterne mit einander verwechselt
werden, ist Jedem, der sich am Himmel mit Beobachtungen ausser dem
Meridian beschäftigt hat, bekannt. Ich wenigstens finde es äusserst
schwer, sich unter den Sternen des Kameloixirds zu orientiren, und um
so schwerer, wenn man die besseren neuesten Karten, die damals von
dieser Himmelsgegend noch nicht vorhandene HAKDoe'sche ausgenommen,
gebraucht. Die grossen BoDE'schen Karten z. B. enthalten dazu zu-
gleicli zu wenig und zu viel Sterne. Dies anscheinende Paradoxon wird
leicht verständlich, wenn man bedenkt, dass diese Karten eine grosse
Menge kleiner Sterne, oft mit unrichtig bezeichneter Grössenklasse ent-
halten, und eine noch weit grössere Menge ebenso heller und noch
hellerer Sterne auslassen ^), sodass die auf den Karten bezeichneten mit
den wirklich am Himmel Statt findenden Konfigurationen alle Aehnlich-
keit verlieren. Eben die Grösse der Verschiedenheit zwischen deu
Marseiller und Petershurger Angaben lässt um so mehr hoften, dass man
wird ausmitteln können, auf welcher Seite der Fehler ist. Bessel und
ich konnten aus den angegebenen Oertern im Monlteur durchaus keinen
Kegelschnitt finden. Auch sind die grossen Astronomen, die uns wie
Zach so schätzbare Sternverzeichnisse gegeben haben, deswegen noch
keineswegs stark in der Astrognosie ausser dem Meridian, und Piazzi
selbst konnte seine Ceres ausser dem Mittagskreis nicht wieder finden.
Wahrscheinlich sind in Marseille die Sterne, mit denen man den Kometen
verglichen hat, für solche gehalten, die gegen 20*' in der Eektascension
von ihnen abstehen: hingegen hat Wisniewskt seine Sterne in keinem
Verzeichnisse auffinden, noch nachmals gehörig bestimmen können, und ist
deswegen abgehalten worden, uns das, was er beobachtet hatte, zu geben.
Beide sind dringend aufzufordern, uns Alles, was sie gesehen und
beobachtet zu haben glauben, umständlich mitzutheilen, da es wahrlich
keinem Astronomen einfallen kann, einen hier so schwer zu vermeiden-
den Irrthum irgend einer Nachlässigkeit oder einem Mangel an Ge-
schicklichkeit zuzuschreiben.
'■) Eben das Missverliältniss der eingetragenen kleinen Sterne zu der viel
grösseren Menge der ausgela-ssenen, eben so hellen und noch helleren Steine erschwert
selbst in solchen Sternbildern, die viele kenntliche grosse Sterne haben, die feinere
Astrognosie, besonders in sehr sterureiehen Gegenden. — Bei solchen Sternbildern,
wie der Kamelopard, bediene ich mich mit grossem Vortheil der an sich sehr mittel-
mässigen Karten von Doppelmatee. Sie sind nach Hevel's Fissternverzeichniss ent-
worfen. Dem mit blossem, aber scharfsichtigem Auge beobachtendem Hevel ist nicht
leicht einer der grösseren Sterne entgangen, und wenn man diese erst am Himmel
richtig erkannt hat. .so lassen sich dauu die kleineren Sterne auch leichter erkennen.
456 Kometen.
131. Ueber anomale Kometensclnvelfe.
[Scliainacher's Astronomische Nachricbteu, Bd. VIII. S. 46I> — 472. Januar 1831.]
In der genialen Abhandlung über die Dichtigkeit des Aethers
äussert Herr Valz die Jleinung, dass der anomale, nach der Sonne ge-
richtete Schweif, den man an dem Kometen von 1823 vom 22. bis zum
30. Januar 1824 wahrnahm, doch wohl ein von der Sonne abgekehrter,
nur stark zurückgebogener Schweif gewesen sei, den man perspektivisch
hinter dem Kopf des Kometen wieder hervortreten gesehen und nach
der Sonne gerichtet geglaubt habe. Dieselbe Meinung hatte auch schon
früher ein verdienter deutscher Gelehrter behauptet.
Demjenigen, der diesen Schweif selbst gesehen hat, wird dies gleich
als unmöglich scheinen. Der anomale Schweif war wirklieh gegen die
Sonne, nicht von ihr abwärts gerichtet. Der vollständige Beweis würde
mich zu ^\eit führen. Ich erinnere nur, dass dieser anomale Schweif völlig
7 " lang war, da der von der Sonne wie gewöhnlich abgewandte Schweif
nur Si** betrag, was schon hinlänglich zeigt, dass wir hier nicht blos
perspektivisch ein kleines Stück eines von der Sonne abgekehrten
Schweifes sahen. Auch widersprach die Art des Anschliessens an den
Kopf des Kometen ganz einer solchen Vorstellung.
Damals, wie ich meine Beobachtung dieses anomalen Schweifes
bekannt machte,*) hielt ich diese Erscheinung für ganz einzig in ihrer
Art, für ganz unerhört. Aber zufällig habe ich nun gefunden, dass sie
schon einmal, und zwar bei dem berühmten Kometen von 1(380 wahr-
genommen ist und zwar von einem in dieser Hinsiclit ganz zuver-
lässigen Beobachter, dem ersten Entdecker dieses Kometen, Gottfkiei)
Kirch.
In seiner „Neuen Himmelszeitung, darin sonderlich und ausführlich
von den zwei neuen grossen im Jahr 1680 erschienenen Kometen u. s.w.,
Nürnberg 1681. 4"", giebt er ein Tagebuch seiner Beobachtungen dieses
Kometen, und da steht p. 62:
„Die 11. Observation, den 28. December (7. Jan. 1681)
Dienstag zu Abend
. . . der Schwanz des Kometen ging zwischen )/, ß Pegad liin: traf*/;
aber von ß war er noch so weit als o von »;. Diesen Abend war es
sehr liell gestirnt, und daher der Komet bei seinem Schwanz gross und
hell zu sehen. Wie der rechte Schwanz des Kumeten über sich (jinije,
also schien ein sehr schwaches Scheinehen, als ein Afterschtvanz etliclie
'; >k\\c .•Vbliainlluiii,'' No. JS'J uiiil '.10, den Schweif des Kometen vom Deceinlnr
1823 betrcff..ii<l, auf S. 389—392. Scii.
o
131. lieber anomale Kometenschweife. 457
Grade lang unter den Kometen zu gehen. Die Länge und Breite ivar
nicht genau zu scJiäfzen, weil es nur, nie gedacht, ein Scheinchen . . .
Die 12. Observation, den 29. December (8. Jan. 1681)
Mittwochs zu Abend, p. 63:
Diesen Abend war es erstlich recht hell gestirnt, und der Komet
mit seinem grossen Schwanz gut zu sehen. Er war noch wohl so
gross, als ein Stern erster Grösse. Der sehr schwach scheinende After-
schwanz tvar ebenfalls, ivie gestern . . . ."
In der 13. Observation vom 30. December 1680 alten Styles erwähnt
KiECH, sowie in allen folgenden, des Afterschwanzes nicht weiter; er'
scheint ihn also nach dem 29. December nicht wieder gesehen zu haben.
Eben so wenig ist vor dem 28. December die Rede davon; doch kann
er schon einige Tage früher dagewesen sein, ohne dass Kjech ihn be-
merken konnte. Denn am 25. December war es Vollmond; am 26. trübe;
am 27. zwar heiter, und der Komet „vor Aufgang des Mondes gross und
gut zu sehen", aber der Mond musste doch bald nach der Dämmerung
aufgehen, und liess also dem Beobachter wohl nicht Zeit genug, die so
schwache und undeutliche Erscheinung wahrzunehmen.
Ich habe eine grosse Menge von der Anzahl der Schriften über
diesen Kometen durchgeblättert, aber nicht gefunden, dass irgend ein
anderer Beobachter Spuren von diesem anomalen Schweif gesehen habe.
Es ist dies kein Wunder; ein solches schwaches, gar nicht erwartetes
Scheinchen, wie es Kirch nennt, konnte gar zu leicht übersehen werden.
Sah doch selbst der sonst so aufmerksame und scharfsichtige Harding
am 22. Januar 1824 diesen Afterschwanz nicht, ob er gleich den Kometen
und seinen gewöhnlichen Schweif sorgfältig betrachtete, und der anomale
Schweif schon so sichtbar war, dass er in Berlin und in Böhmen mit
einem Operngucker wahrgenommen werden konnte.
Nach der damaligen Lage des Kometen musste der Afterschwanz,
weil er unter ihm seine Richtung hatte, gegen die Sonne gerichtet
sein. Die Glaubwürdigkeit des braven Kirch ist durchaus nicht zu be-
zweifeln, und sie kann dadurch nur noch gewinnen, dass er auf diese
Bemerkung des anomalen Schweifes gar keinen besonderen Werth zu
legen scheint.
Man kann also nun folgern: 1. Geschwänzte Kometen zeigen zu-
weilen ausser ihrem gewöhnlichen einen schwächeren, gegen die Sonne
gerichteten Schweif 2. Diese sonderbare Erscheinung dauert nur wenige
Tage. 3. Bisher hat man sie nur nach dem Perihel und ziemlich lange
nach dem Perihel gesehen.
Künftig wird man höchst wahrscheinlich dies Phänomen öfterer
bemerken, da man nun weiss, dass es zuweilen vorkömmt. Es ist zu
wünschen, dass man bei jedem grossen und geschwänzten Kometen recht
458 Kometeu.
aufmerksam darauf ist. Eine grosse Aufmerksamkeit ist um so nüthiger,
da es sich nur immer schwach und nur immer bei vollkommen heiterem
Himmel ohne Dämmerung und Mondlicht zeigen kann. Wenn dann
erst durch mehrere Beobachtungen alle Umstände und Bedingungen,
womit diese Erscheinung verbunden ist, bekannt sind, wird sich an
eine Erklärung derselben denken lassen. Gewiss ist es, dass sie das
Dunkle und Käthselhafte in der Beschaffenheit dieser so sonderbaren
Weltkörper noch sehr vermehrt.
Planeten.
132. Ueber die erste Entdeckung der Ceres.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. lY, S. 54 — 55. Juli 1801.]
„Es war leicht bei einem kleinen, sich der Ekliptik so nahe, lang-
sam bewegenden Stern ohne allen Nebel, auf einen Planeten zu rathen.
Indessen bleibt Piazzi das Verdienst, den neuen Planeten nicht nur
entdeckt, sondern ihn schon als solchen selbst augekündigt zu haben.
So hätte also Piazzi unserer aufsprossenden Societät die Ehre der Ent-
deckung eines neuen Planeten geraubt? Denn gewiss würde doch diese
ihn gefunden haben, wenn sie erst nach unserem Plan ganz in Thätig-
keit gekommen wäre, da ihr nicht leicht ein beweglicher Stern 8. Grösse
hätte entgehen können."
Dr. Olbers berechnete aus den beiden ihm zugeschickten, allein bekannten
Beobachtungen, unter der Voraussetzung eines Kreises, folgende Elemente seiner Bahn,
bemerkt aber, v,ie natürlich, dass solche mit keiner Zuverlässigkeit zu bestimmen
sind, da die Beobachtungen nur 22 Tage von einander entfernt, und nur in ganzen
J[inuten angegeben sind. Auch liegen die Gesichtslinien nicht vortheilhaft. Er fand
indessen unter diesen allein möglichen Voraussetzungen und uns bekannt gewordenen
Datis den
Halbmesser der Bahn . . . = 2,947 465
Länge des aufsteig. Knotens . = 2^ 21*^ 55' 10"
Neigung der Bahn = 7° 54' 38"
Heiioc. Länge den 1. Jan. 1801 =2^ 7" 40' 36"
Siderischen Umlauf . . . . = 1 841,24 Tage = 5,040 96 Jahre
Tägliche helioc. Bewegung . . = 11' 43,87"
Jährliche Bewegung . . . . = 71" 24' 57,6".
,,3Iit diesen Elementen wird man den Planeten noch schwerlich so
weit im Voraus berechnen können, um ihn bei seiner Wiedererscheinung
des Morgens im August auffinden zu können, wenn er sich wirklich
nicht von einem Stern 8. Grösse auch schon durch den blossen Anblick
unterscheidet. Denn wahrscheinlich hat er eine nicht unbeträchtliche
Excentricität. In der Opposition kann er vielleicht an Lichtstärke bis
zu einem Stern 6. Grösse anwachsen. Ich zweifle kaum, dass man ihn
nicht schon als beobachtet unter den La LAXDE'schen Sternen antreffen
wird. Ich bin deswegen sehr begierig auf jede fernere Beobachtung,
die Piazzi etwa bekannt machen möchte."
462 Planeten.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. IV. S. 363 — 369. Oktober ISOI.]
.... So hat Dr. Olbees zum Beispiel versucht, ob man drei voll-
ständigen Beobachtungen durch parabolische Elemente würde genug
thun können? Das Eesultat seiner Kechnungen fiel verneinend aus. Er
war nicht im Stande, mehr als drei Längen und zwei Breiten, oder
zwei Längen und drei Breiten durch eine Parabel von den drei zum
Grunde der Rechnung gelegten Beobachtungen darzustellen. Er hat
seine Rechnungen vervielfältigt, und damit unsere Leser sehen, wie
wenig eine Parabel passt, so setzen wir hier zur Probe ein Resultat
seines Kalküls her.
Parabolische Elemente für das Vixzztsche Gestirn, von Dr. Olbees
bereclmet.
Ans 3 Längen Aus 3 Breiten
und 2 Breiten nnd 2 Längen
Zeit der Sonnennähe 1801 Jun. 8. 16'' 16' 1801 Jun. 25. 1^ 38'
Länge des Ivnotens Q, . = 2^ 19" 50' = 2^ 21" 7'
Neigung der Bahn . . = 10» 38' = 9" 48'
Länge der Sonnennähe . = 3^ 25" 24' = 4^ 10" 6'
Abstand der Sonnennähe = 2,535 10 = 2,132 68
Diese Parabeln nähern sich auch derjenigen, welche Bueckhaedt
bereits berechnet hat, und die wir im IV. Bande der Monatlichen Kmre-
spondenz, S. 60 mitgetheilt haben. Dr. Büeckhaedt versicherte damals
schon, und wiederholt bei Gelegenheit dei- SoLDNEE'sclien Bahn diese
Versicherung nochmals, dass er schwerlich glaube, dass es eine andere
Parabel, als die seinige geben könne, welche den Beobachtungen näher
Genüge leisten würde. Hieraus folgt im Ganzen der ziemlich sichere
Schluss, dass sich die FiAXZi'schen Beobachtungen durchai(s dtirch keine
Parabel erträglich darstellen lassen, und dass ihnen folglich nur eine
planetarische oder elliptische Beuef/nng zukommen könne.
Dr. Olbees war demnach wirklich im Begriffe, aus der vollständigen,
obengenannten verbesserten Reihe der PL\zzi'schen Beobachtungen eine
neue elliptische Bahn dieses planetarischen Himmelskörpers zu berechnen,
da er ein sehr grosses Zutrauen zu der grossen Genauigkeit der Be-
obachtungen hegte, wozu ihn nicht blos die Angabe in Decimalen und
Hunderttheilen von Sekunden, sondern PiAzzrs Name, seine sonst er-
wiesene grosse Genauigkeit, und seine bekanntlich so vortrefflichen
Instrumente veranlassten. Allein sehr bald sah Dr. Olbees ein, dass
die angegebenen geraden Aufsteigungen hier und da beträchtliche Felilcr
haben mussten; zum Tlieil fand er aus den laufenden Differenzen die-
selben Irrthümer, welche wir schon im IV. Bande der Mondtlichen
132. Ueber die erste Entdeckung- der Ceres. 463
Korrespondenz, S. 156 gerügt und angezeigt haben; und im Februar
vermuthet er sogar Fehler von beinahe 20 Zeitsekunden, welche sich
nicht wohl durch irgend eine wahrscheinliche Konjektur verbessern
lassen, eine ebenso undankbare als überflüssige Arbeit, besonders da
uiLser BüECKHAEDT hierin schon alles geleistet hat, was man leisten
konnte. Er begnügte sich daher zu versuchen, in wie fern diese neuen
PiAzzi'schen Beobachtungen von einer Kreis-Hypothese abwichen. Er
suchte also zuerst aus den Beobachtungen vom 1. Januar und 11. Februar
einen Kreis; und nachdem wir ihm unsere im vorigen Hefte S. 280
berechnete Tafel der PiAzzi'schen Beobachtungen in der Handschrift
mitgetheilt hatten, verbesserte er diese Kreis-Elemente folgendermaassen :
Halbmesser des Kreises = 2,730 185
Länge des aufsteigenden Sl . . . . == 2^ 20" 23' 45"
Neigung der Bahn = ll«" 3' 36"
Heliocentrische Entfernung vom ft inj n«) ir' -q-"
der Bahn, in der ersten Beobachtung] '
Umlaufszeit =1 647,75 Tage
Tägliche heliocentrische Bewegung . = 13' 6,528".
Mit diesen Kreis-Elementen stimmen nun die zwischenliegenden
ßeobaclitungen auf folgende Art:
1801
Berechnete j Berechnete Fehler
Länee I Breite der Läna'e der Breite
Jan. IS.
12 23» 12' 24,3"
„ 19.
U 28« 28' 16,2"
„ 31.
Iz 24» 40' 3,4"
1' 46,7"
- 0'
30,y"
2' 17,0"
- 0'
26,9"
1' 56,1"
- 0'
18,2"
2" 16' 28,8"
1» 53' 11,3"
1» 10' 36,4"
Aus diesen geringen Unterschieden von der Kreis-Hypothese zieht
Dr. Olbers folgende Schlüsse:
1. Das PiÄZzi'sche Gestirn ist den Beobachtungen zu Folge iiArk-
lich ein Planet, und bewegt sich in einer nicht sehr excentrischen Ellipse.
2. Es ist wahrscheinlich, dass dieser Planet während den Beobach-
tungen nicht weit von der Apsidenlinie, das ist, entweder dem Perihelium,
oder dem Aphelium nahe war.
3. Es scheint kaum möglich, aus so wenig von der Kreis-Hypothese
abweichenden, unter sich so nahen Beobachtungen irgend etwas Sicheres
über die Abmessungen der wirklichen Ellipse festzusetzen. Und wenn
auch, wie Büeckhaedt gefunden hat, und wie alle parabolischen Elemente
bestätigen, der Planet während den Beobachtungen seine heliocentrische
Geschwindigkeit etwas vermehrt, und seinen Abstand von der Sonne
etwas vermindert hat, so wird es doch sehr schwer sein, für einen so
kleinen Bogen (die Kreis-Hypothese giebt ihn ==8° 57'j und eine so wenig
excentrische Ellipse mit Gewissheit auszumachen, ob das PiAzzi'sche
464 Planeteu.
Gestirn kurz vor dem 1. Januar durch sein Aphelium, oder nicht lange
nach dem 11. Februar durch sein Periheliuni gegangen ist. Dr. Olbers
gieht zu, dass BrncKnARDT eine selir gut mit den Reobachtungen har-
monirende ElUpse gefunden habe, bei der das Aphelium auf den 1 . Januar
fällt: allein es scheint ihm, man müsse eine nicht viel schlechter stimmende
Ellipse finden können, wenn man das Periheliuni einige Tage nach dem
11. Februar oder vor den 11. Februar setzt.
4. Die Ungewissheit, ob nämlich Piazzi sein Gestirn in der Nähe
des Apheliums oder Periheliuras beobachtet hat. hat auf die künftigen
zur Aufsuchung des Gestirns im Voraus angegebenen Oerter Kinfluss.
War der neue Planet vor dem 1. Januar durch sein Aphelium gegangen,
so vermehrt sich seine heliocentrische Geschwindigkeit immer, und auch
seine geocentrischen Längen müssen im August und September rjrösser
sein, als nach der Kreis-Hj^pothese. Ist er aber im Februar durch sein
Periheliuni gegangen, so liat sich nachmals die heliocentrische Geschwin-
digkeit vermindert, und seine geocentrischen Längen müssen im August
und Seiiteniber Meiner sein, als nach der Krei.s-Hypothese. Weil man
nun nicht wissen kann, welcher von beiden Fällen eintritt, so ist es
zur künftigen Aufsuchung des Gestirns sicherer, die aus der Kreis-
Hypothese gefolgerten Oerter zum Grunde zu legen, die von den A\'aliron
nicht sehr abweichen können, und die unter beiden möglichen Fällen
das Mittel halten.
Von den BracKHARDT'scheu weichen diese Oerter in der Länsje nicht über zwei
Grade, in der Breite nnr um ein paar Minuten ab. Mau wird also den neuen Planeten
am sichereten wiederfinden, wenn man von diesen durch die Kreis-Hypothese bcstininiten
OLBERs'schou Punkten ausgeht, und ein paar Grade vorwärts und rückwärts dieselben
Breiten parallel durchsucht und sich alle darauf befindlichen kleinen .Sterne bemerkt.
Ueber den von einigen Astronomen gemachten Einwurf, dass die gefundene
starke Neigung der Bahn des PjLvzzi'sehen Gestirns einen gegründeten Zweifel gegen
den Planetismus dieses Gestirns geben könne, erklärt sich Dr. Olbers also:
,.Die für einen Planeten so ungewöhnlich grosse Inklination, die
die elliptischen Elemente dem PiAzzi'schen Gestirn geben, scheint mir
kein Grund zu sein, um dessen Willen man es nicht mehr glanliiicli
finden sollte, dass dies Gestirn ein IManet sei. Wir wissen Ja durcliaus
keinen physischen Grund anzugeben, warum die rianeteu eben eine so
kleine Inklination haben müssen. Selbst die Hypothese des grossen
La Place, dass die Planeten aus der sich nach und nach zusammen-
ziehenden Sonnen-Atmosphäre abgesetzt wären, ist nicht allein wenig
wahrscheinlich, sondern ich glaube sogar sagen zu können, offenbar
falsch, weil die Bewegungen, nämlich die ^\'urfgeschwin(ligkeiten der
Planeten, nicht damit übereinstimmen, und dies ist doch, so viel ich
weiss, Btjri'üN's Träumerei ausgenommen, die i'inzige Hypotliose, wo- 1
durch man von den geringen Inklinationen der Planetenbahnen eine
132. Ueber die erste Entdeckung der Ceres. 465
physische Ursache anzugeben gesucht hat. Newton fand bekanntlich
eben in diesen geringen Inklinationen einen überzeugenden Beweis der
willkürlichen Anordnung eines allmächtigen Schöpfers. Immer ist es
also gar nicht bewiesen, dass nicht ein Planet eine Neigung von 11
bis 12 Graden haben könne. ..."
Unsere Leser haben schon aus dem August-Hefte S. 159 gesehen, dass selbst
La Place diesen Einwurf geringe nennt. Aber mehr, und mit grösserem Rechte
sind die Meinungen über die Vermuthung getheilt, dass das PiAzzi'sche Gestirn einerlei
mit dem Kometen von 1770 sein könnte. Dr. Olbers findet es durchaus nicht wahr-
scheinlich. Er schreibt uns hierüber:
„An sich kann wohl der mit einer so ungeheuren Atmosphäre um-
gebene Komet von 1770 sich nie als ein Stern 8. Grösse ohne allen
Nebel zeigen. Aber die Bahn des Kometen von 1770 mag auch durch
den Jupiter verrückt sein, wie sie will, so muss sie noch immer in
einem Punkte der Bahn des Jupiters sehr nahe sein, folglich kann sie
durchaus keine Dimensionen annehmen, die mit den aus den PiAzzi'schen
Beobachtungen gefolgerten stimmen."
[MonatUthe Korrespondenz. Ed. V, S. 93. Januar 1802.]
„Sie scheinen wirklich bisweilen etwas zweifelhaft zu werden, da
sich die Ceres uns so lange verbirgt. Aber ich halte noch immer fest im
Glauben, und meine Ueberzeugung wanket nicht. Sind die PiAzzi'schen
Beobachtungen, wie gar nicht zu zweifeln ist, wahr und richtig, so folgt
mit mathematischer Gewissheit, das Gestirn, das Piazzi beobachtete,
ist ein zwischen Mars und Jupiter sich bewegender Planet. Und warum
zweifelt man denn schon so sehr an dem Dasein der Ceres"^ Weil man
sie noch nicht gefunden hat? Dies wundert mich gar nicht. Wie äusserst
klein musste nicht bisher die Ceres noch aussehen, und was für ab-
scheuliches Wetter haben wir nicht, hier wenigsten.s, im Oktober und
November gehabt? Giebt der Himmel im December nur heiteres Wetter,
so scheint es mir fast unmöglich, dass er uns entgehen könne."
Auch Dr. Olbees fand bei seinen Nachsuchungen mehrere ver-
dächtige Sterne auf dem Breiten-Parallel der Ceres, aber sie legitimirten
sich in den folgenden Beobachtungen zu gewöhnlichen Fixsternen. Bei
dieser Gelegenheit fand er, dass No. 328 nach Bodb's neuem Sternver-
zeichnisse, ein Stern, den Professor Bode selbst bestimmt hat, am
Himmel fehle. Auch glaubt Dr. Olbees, soviel er hat nachforschen
können (die Eevision sei aber noch nicht genau genug gewesen), dass
die Ceres unter den 50 000 La LANDE'schen Sternen nie sei mit be-
obaehtet tcorden. Immer stand sie in anderen Zonen, als gerade durch-
sucht wurden.
Olbers I 30
466 Plaueten.
133. Bie AViederaiiftiiKliiiig des neuen Planeten Ceres nnd
Beobadituniien derselben.
Aus verschiedenen Briefen.
[Astronomisches Jahrbuch für 180.'). S. 9?— 102.)
Vom 14. November 1801.
Im Oktober, so wie bisher im November, wird es wohl bei Ihnen,
so wie hier, die Witterung unmöglich gemacht haben, nach dem neuen
Planeten auszusehen. Wir haben hier nur eine einzige heitere Nacht
im November (vom 9. auf den 10.) gehabt, und diese habe ich benutzt,
die kleinen Sterne anzuzeichnen, die ich ausser den bei La Landk vor-
kommenden in der Gegend fand, wo der neue Planet erwartet werden
musste. Noch hat ein beständiger Nebel verhindert, meine Zeichnung
wieder mit dem Himmel zu vergleichen, und bald wird der Mondschein
wieder hinderlich sein.
Hier sind einige aus meinen Kreis-Elementen für den December
berechnete scheinbare Oerter der Ceres, mit ihrem Abstände von der Erde
1^01
Länge
Breite
Abstand
Dec. 1. IG"
5^ 12« 37'
10« 11' N.
2,599 4
„ 6. 16"
5^ 13» 45'
10« 33' „
2,532 1
„ 11. 16"
5^ 14« 46'
10« 57' „
2,465
„ 16. 16"
5^ 15» 41'
11« 22' .,
2.398 9
Im December kommt die Erde der Cei-es näher, als sie ihr am
11. Februar war.
Vom 10. December 1801.
Das Wetter scheint sich recht verschworen zu haben, um uns die
Entdeckung der Ceres zu entziehen. Hier wenigstens ist es beständig
trübe, und nur in der Nacht vom 4. auf den 5. December habe ich micli,
wiewohl vergeblich, darnach umsehen können.
Gauss' beide Ellipsen beweisen doch gewiss die Pliinctennatur des
PiAzzi'schen Gestirns immer zuverlässiger; nur wird, wie Sie mit Recht
bemerken, die Aufsuchung immer schwieriger. Ihn mit 'J'eleskopen oder
Achromaten unter so starken Vergrösserungen, die ihn als Planet unter-
scheiden Hessen, suchen zu wollen, möchte selir langweilig sein.
Vom 6. Januar 1802.
Mit dem grössten Vergnügen theile ich Ihnen die angenelmie Nach-
richt mit, dass ich die so lange gesuchte Ceres endlich am 1. Januar
1802, also gerade dem Jaiirestage ihrer Entdeckung, zuerst wieder
133. Die Wiederanffindung- des neuen Planeten Ceres und Beobachtungen. 467
gesehen, am 2. an ihrer Bewegung erkannt und mich endlich diesen
Morgen von der Gewisslieit meiner Entdeckung überzeugt habe.
Nach vielen trüben Tagen war es endlich in der Nacht vom 1.
auf den 2. vollkommen heiter. Ich durchsuchte also mit meinem vor-
trefflichen Kometensucher die Gegend zwischen ß Sl und ^11)1, in der
die Ceres stehen musste, und trug alle kleine Sterne, die La Lande
nicht beobachtet hatte, in meine kleine vorher entworfene Karte nach
dem Augenmaasse ein.
Am 2. war es wieder heiter, und nun sah ich mit freudiger Ueber-
raschung, dass einer der eingetragenen Sterne unweit No. 20 11p nach
Flamsteed und nahe über No. 191 Ihres Verzeichnisses seinen Ort ver-
ändert habe.
Ich verglich ihn nun sogleich am Kreis-Mikrometer mit No. 191
und fand, dass er um U»" 58' 36" mittlere Zeit, 1,5" in Zeit auf No. 191
folgte und 17' 40"- nördlicher war. Nehme ich nun die von Ihnen ange-
gebene Position für No. 191, so war die Eektascension der Ceres = 185" 9',
die nördliche Deklination ^11" 7'.
Die Ceres hatte das Licht eines Sternes 9. Grösse. Mit 106 maliger
Yergrösserung meines Dollonds konnte ich sie noch nicht von einem
Fixstern unterscheiden.
Erst diesen Morgen um 5 Uhr war es sehr heiter gestirnt. Ich
fand die Ceres so fortgerückt, wie es der Theorie nach sein sollte. Sie
stand unter No. 20 Flamsteed (No. 208 Ihres Verzeichnisses). Beiläufig
fand ich die Eektascension der Ceres = 185" 43', die nördliche Dekli-
nation = 11«8'.
So ist denn endlich das Dasein dieses Planeten völlig erwiesen, und
Ihre Vermuthung durch den glücklichsten Erfolg gekrönt worden. Ich
wünsche Ihnen von Herzen Glück dazu.
Die gefundenen Stellen der Ceres kommen ziemlich gut mit der
ersten Ellipse des Dr. Gauss überein.
Vom 15. Januar 1802.
Ich fahre fort, Ihnen von meinen ferneren Beobachtungen über
unsere glücklich wiedergefundene Ceres Nachricht zu geben, um so mehr,
da ich nachgerade zu glauben Ursache habe, dass ich der Erste ge-
wesen bin, wenigstens in unserem nördlichen Deutschland, der sie wieder
entdeckt hat.
Die Ceres zeigt sich noch immer als ein Stern 8. bis 9. Grösse. Am
10. konnte ich mit 180- und 240 maliger Vergrösserung meines Dollonds,
obgleich das Wetter sehr heiter schien, kein deutliches Bild von ihr
erhalten. — Sollte die Ceres vielleicht eine starke, das Sonnenlicht
wenig zurückwerfende Atmosphäre haben?
30*
468
Planeten.
Immer ist es bewundernswürdig, wie genau die elliptischen Elemente
des Dr. Gauss zutreffen, die jetzt etwa .V" mehr Rektascension und 12'
weniger Deklination geben. Dies gereicht sowohl den Rechnungen des
Dr. Gauss, als auch den Beobachtungen des Herrn Piazzi zur grössten Ehre.
Ich glaube, das Recht des Herrn Piazzi, sein Gestirn mit einem
Namen zu belegen, ehren zu müssen, und nenne den neuen Planeten Ceres.
Vom 26. Januar 1802.
Hier sind alle meine bisherigen Beobachtungen vollständig:
1802
Mittlere Zeit
AI
Nördl. Deklin.
Jan. 2.
IIb 58' 36"
185»
r 40"
11» 6'
30" :
191 BoDE u. Conn. des
Tcms A. X
„ 5.
ITh 30'
185»
43' 7"
dub.
11» 7'
57"
dub. 20nV n. VON Zach
„ 10.
12i> 25' 41"
186»
34' 52"
11» 13'
10"
„ 13.
llh 53' 38"
187»
1' 56"
11» 18'
56"
r, 14.
„ 15.
Ilh 9' 3"
121' 8' 9"
187»
187»
10' 11"
18' 27"
11» 20'
11» 23'
57"
25"
Q 111' "■ ^■o>' Z.trii
„ 20.
13h 8' 0"
187»
55' 0"
(hib.
11» 37'
18"
n 22.
12i> 26' 40"
188»
5' 45"
11» 43'
55"
n 25.
llt 36' 0"
188»
19' 50"
11» 54'
43"
dub. 27 lip u. 290 Bope
PiAzzi's Genauigkeit in seinen Beobachtungen, und Dr. Gauss'
Schärfe in Berechnungen können beide nicht genug gelobt werden. Ich
gestehe wenigstens gern, dass ich den Planeten nie wieder gefunden
hätte, wenn Gauss' Ellipsen uuberechnet geblieben wären. Denn ich
hätte die Ceres nie so weit ostwärts gesucht, und ich zweifle, ob auch
andere Astronomen die doch immer sehr mühsame Nachforscliung so
weit würden ausgedelint haben. Herr Dr. Gauss hat mir noch zum
fünften Mal aus den PiAzzi'schen Beobachtungen nach der neuen Reduk-
tion des Herrn vox Zach abgeleitete Elemente geschickt. Sie treffen
aber mit den jetzigen Beobachtungen niclit völlig so gut zu, als die
vierte Ellipse. Im Ganzen passt die zweite mit den neueren Beobach-
tungen am besten.
Ich werde mich nicht eher an die Berechnung der Ellipse wagen,
bis ich völlig genaue Beobachtungen erhalten habe. Die Ceres ist mit
meinem Kometensucher immer sehr gut zu sehen, mit dem ich sie auch
aufgefunden habe; sie ist jetzt beträclitlich heller, als No. 209 Bodk,
aber noch viel lichtschwächei-, als No. 27 Flamsteed.
134. Jlittheihmg- über die AViederauffindung der Ceres am 1. Januar 1802. 469
134. ilittlieilung über die AViederaufimdung der Ceres am
1. Jaimar 1802.
[Göttingische gelehrte Anzeigeo, 1. Bd. von 1802, 13. Stück vom 23. Januar 1802, S. 121 — 123.]
In einem Schreiben an unseren Herrn Hofrath Mater vom 6. Januar
d. J. meldet Herr Dr. Olbers in Bremen der Königlichen Societät der
Wissenschaften, dass er die vom Herrn Piazzi am 1. Januar 1801 ent-
deckte und von ihm so genannte Ceres Ferdinandea gerade am Jahres-
tage ihrer ersten Entdeckung, am 1. Januar 1802, wieder gesehen, am
2. Januar an ihrer Bewegung erkannt, und endlich am 6. des Morgens
sich völlig von der Gewissheit der Wiederauffindung dieses neuen Planeten
überzeugt habe. Nach vielen trüben Tagen und Wochen hatte sich
endlich das Wetter am 1. Januar 1802 völlig aufgeheitert, und Herr
Dr. Olbees durchsuchte nach Mitternacht die Gegend des Himmels
zwischen ß des Löwen und o der Jungfrau, wo man jetzt das PiAzzi'sche
Gestirn erwarten konnte, mit einem vortrefflichen Kometensucher etc.
Herr Dr. Olbees trug alle kleinen Sterne, die selbst in De La Lande's
Histoire Celeste nicht vorkommen, und die er sehen konnte, in eine schon
vorher entworfene Karte. Am 2. Januar Abends war es wieder heiter,
und nun sah Herr Dr. Olbers, dass einer der gestern bei No. 20 Jung-
frau nach Flamsteed angedeuteten Sterne seinen Ort merklich geändert
hatte. Er verglich ihn am Kreis-Mikrometer mit No. 191 in Herrn
Bode's Verzeichniss, dem er nördlich nahe stand. Am 3. , 4. und 5. Januar
war es wieder trübe, aber am 6. früh Morgens war es vollkommen heiter,
und nun sah Herr Olbees die Ceres so unter No. 20 Jungfrau fort-
gerückt, wie es die Theorie ihrer Bewegung erforderte. Die Beobach-
tungen selbst hat er noch nicht reduciren können, auch waren die vom
Ö. Januar des starken Windes und eines kleinen Schadens wegen, den
das Gestell seines Dollonds erlitten hatte, mehr als gewöhnlich, unzu-
verlässig. Vorläufig ergab sich indessen
Jan. 2. 11" 59' mittl. Zeit ger. Aufst. == 185° 9' Abweich. = 11" 7'
„ 5. 17" 30' „ „ „ „ =185° 43' „ ==11» 8'
Diese Oerter treffen so gut mit der von Herrn Gauss berechneten
Ellipse zu, als man nur immer bei Elementen, die aus so wenig von
einander entfernten Beobachtungen abgeleitet sind, erwarten konnte.
Der neue Planet zeigte sich nicht heller, als ein Stern 9. Grösse und
war wenigstens mit 116 maliger Vergrösserung des Dollonds (stärkere
Vergrösserungen hatte Herr Dr. Olbees nicht angewandt) von einem
Fixstern gar nicht zu unterscheiden. Herr Piazzi habe den schein-
baren Durchmesser wahrscheinlich zu gross angegeben. Da die Ceres
noch eine ziemliche Zeit auf dem Parallele von No. 20 Jungfrau bleiben
470
Planeten.
wird, so können Astronomen sie leicht durch diesen Stern wiederfinden
und nun durch den unermüdeten Fleiss des Herrn Dr. Olbees auf
einen desto schnelleren und sicheren Erfolg rechnen.
135. Ueber die Wiederaiifliuduug der Ceres.
(Monatliche Korrespondenz. Bd. T, S. 177, 181 nnd 18ä. Februar 1802.]
Die Ceres erscheint mir (vom 1. bis 6. Januarl wie ein Stern 0. Grösse,
und ist in meinem Kometensucher gut zu sehen. Mit 1 UG maliger Ver-
grösserung ist noch nichts planetenartiges an ihr zu bemerken. Stärkere Ver-
grösserungen habe ich noch nicht auf dieselbe angewandt. Gegen die Zeit
der Opposition findet vielleicht Schkötek oder Heeschel ihre Trabanten.
Am 10. Januar habe ich es versucht, eine 180- und 240 malige
Vergrösserung auf die Cei-es anzuwenden, aber kein deutliches Bild er-
halten können. In Lilienthal ist es mit dem 13 füssigen Teleskop ebenso
gegangen. Die Ceres erschien immer unter starken Vergrösserungen
schlecht begrenzt und verwaschen, mit mattem röthlichen Lichte. Viel-
leicht war dieAVitterung Schuld ; denn unerachtet der anscheinenden Heiter-
keit des Himmels flimmerten die Sterne sehr. Vielleicht hat aber auch die
Ceres eine starke, das Sonnenlicht schlecht zurückwerfende Atmosphäre.
Mit Vergnügen werden Sie bemerkt haben, wie genau Dr. Gattss'
Ellipse mit den Beobachtungen der Cere.i stimmt. Melden Sie doch
dies diesem würdigen Gelehrten, unter Bezeugung meiner ganz besonderen
Hochachtung. Ohne seine mühsamen L^ntersuchungen über die elliptischen
P^lemente dieses Planeten würden wir diesen vielleicht gar nicht wieder-
gefimden haben.
Ich wenigstens hätte ihn nicht so weit ostwärts gesucht.
Beobachtungen der Ceres Fei-dinandea in Bremen, von Dr. Or,üF.Hs mit
dem Kreis-Mikrometer angestellt.
Sclieiiibare gerade
Öcliüinbare uurdlklio
riterne, mit welclien die Ceres
1802
Mittlerit
Zeit.
Aufstfig. der Ceres.
Abweich, der Ceres.
vergUcbon wordeu ist.
Jan. 2.
lll> 58'
36"
185» 7' 40"
11» 6' 30"
No. 191 BoDK, Conn.dfs
tems, X, }). 254.
« 5.
17h 30'
0"
185» 43' 7"::
11» 7' 56"::
No. 20 VON Zach.
„ 10.
1211 25'
41"
186» 34' 52"
11» 13' 9"
piiV
, 13.
llt 53'
38"
187» 1' 56"
11» 18' 56"
eiiV
n 14.
„ 15.
llh 9'
1211 8'
3"
9"
187« 11' 11"
187» 19' 27"
11» 20' 57"
11» 23' 2.5"
oliv
VON Zach.
. 20.
1311 8'
0"
187» 55' 0"::
11» .S7' 18"
o np
.. 22.
1211 26'
40"
188» 5' 45"
11» 48' hh"
e W
135. lieber die Wiederauffinduus; der Ceres.
471
pionatliche Korrespondenz. Bd. V, S. 265, 273. 277—279. Mära 1802.]
Eben Avie Ihnen geht es auch mir mit der Ceres. Sie erscheint
auch mir in ihrer Grösse so veränderlich, dass ich oft Mühe habe, sie
von einem Abend zum anderen wieder zu erkennen. Ich habe unseren
Freund Schröter gebeten, immer den in derselben Himmelsgegend
stehenden Uranus mitzubeobachten. Dadurch lässt sich unterscheiden,
was etwa die Beschaffenheit unserer Atmosphäre in den Beobachtungen
ändert; und die unmittelbare Yergleichung der Farbe, des Lichtes, der
Grösse, der Begrenzung der beiden Planeten kann nicht anders als sehr
lehrreich ausfallen.
Mich dünkt, man müsse nun zuerst die Perturbationen berechnen,
die dieser kleine Planet in dem bisher beschriebenen Bogen seiner
Ellipse vom 1. Januar 1801 an vom Jupiter erlitten hat. Die Pertur-
bationen von den übrigen Planeten könnte man vorläufig aussetzen,
man möchte denn etwa Mars mitnehmen wollen. Die Berechnung dieser
Störungen wird leicht sein, da es hier noch nicht auf die völlige Theorie
der Ceres ^ sondern nur auf einen Bogen von etwa 90° ihrer Bahn an-
kommt. Von dem also, was die Störungen betragen, müsste man die
Beobachtungen befreien, und dann wird sich eine genaue Ellipse finden
lassen, wie sie ohne diese Störungen Statt gefunden hätte.
Aus der von Dr. Gauss berechneten Umlaufszeit finde ich, dass
zwischen 18 Oppositionen der Ceres ziemlich nahe 23 Julianische Jahre
yerfliessen. Also werden die geocentrischen Erscheinungen der Ceres
alle 23 Jahre ziemlich gleich sein, und so durchwanderte dieser kleine
Planet 1779 im Winter den nördlichen Flügel der Jungfrau, auf eben
die Art wie nun. Schade! dass der Komet von 1779 nicht zwei Monate
früher den Flügel der Jungfrau erreichte; er würde der Ceres begegnet
sein, und Messier hätte sie gewLss mit beobachtet. Sie ist natürlich
jetzt nicht unter den von Messier bei dieser Gelegenheit bestimmten
kleinen Sternen.
Beobachtungen der Ceres Ferdinandea in Bremen, von Dr. Olbers mit
dem Krets-Mihrometer angestellt.
1802.
Mittlere Zeit.
Scheinbare gerade
ÄBfsteig. der Ceres.
Scheinbare nördliche
Abweich, der Ceres.
Sterne, mit welchen die Ceres
verglichen worden.
Jan. 25.
11k 36' 0"
188» 19' 50"
11» 54' 43'':
\ 27 1ip VON Zach.
) 299 np BoDE.
„ 26.
llh 2' 0"
188» 23' 50"
11» 59' 56"
« 28.
„ 31.
111>21' 0"
10h 44' 30"
188» 31' 1.5"
188» 38' 29"
12» 8' 43"
12» 2.5' 8":
\ e lip VON Zach.
Febr. 3.
„ 5.
11h 8' 0"
10i> 40' 50"
188» 42' 0"
188» 42' 28"
12» 37' 22"
12» 49' 6"
1 34 Hp VON Zach.
472 Planeten.
Zu diesen Beobachtungen setzt Dr. Olbeks noch folgende Bemer-
kungen: „In den Beobachtungen vom 25. und 31. Januar fiel die Dekli-
nation sehr zweifelhaft aus. In den beiden Beobachtungen vom Februar
ist die Deklination vielleicht deswegen unsicher, weil ich die Deklination
von 34 n\) selbst nicht sehr genau kenne, und am 3. Februar war auch
die "Witterung sehr ungünstig. Die Deklination von 34 np habe ich
^ 13" 2' 42" aus dem Unterschiede der Zenith-Distanzen mit fiip in
der Histoire Celeste frangaise abgeleitet.
136. Entdeckung eines beweglichen Sterns, den man gleich-
falls für einen zwischen Mars und Jupiter sich aufhaltenden
planetarischen Körper halten kann, nehst dessen Beobach-
tungen und Berechnungen.
Aus verschiedenen Briefen.
[Astronomisch68 .Tahrbuch für 1805, S. 102—112.]
Vom 30. März 1802.
Ich eile, Ihnen eine wichtige astronomische Entdeckung mitzutheilen.
Seit dem 28. März beobachte ich in dem nördlichen Flügel der Jung-
frau ausser der Ceres noch einen beweglichen Stern, der Ceres in allem
ähnlich, von einem Fixstern 7. Grösse in meinem Dollond dnicliaus
nicht zu unterscheiden, rückläufig wie sie, nur stärker in nördlicher
Deklination zunehmend.
Als ich am 28. März die Ceres beobachtet, und mit No. 3 Comae
Berenicis verglichen hatte, betrachtete ich mit meinem Kometen-
sucher den nördlichen Flügel der ii|), um mich nocli mehr mit den
kleinen Sternen in demselben bekannt zu machen, und so auch künftig
die Ceres leichter unter ihnen herausfinden zu können. Von ungefähr
fiel auch mein Blick auf No. 20 np Flamstkkd, bei dem icJi am 1. Januar
zuerst die Ceres wahrgenommen hatte, und mit Verwunderung sah ich
einen Stern 7. Grösse, der mit No. 20 und No. 191 Ihres Verzeichnisses
ein fast gleichseitiges Dreieck bildete. Ich wusste ganz gewiss, dass
ein solcher Stern im Januar und Februar nicht sichtbar gewesen sei.
Ich verglich ihn sogleich am Kreismikrometer mit No. 20 w\i, und setzte
diese Beobachtungen von Hf bis 11 J Ulir fort, da es trübe wurde.
Immer gaben die folgenden Beobachtungen die jH kleiner, die ncirdliche
Deklination grösser, ohne dass ich diese Unterschiede blos Fehlern der
136. Entdeckung und Beobachtungen der Pallas. 473
Beobachtung zuschreiben konnte. Ich wurde also denselben Abend noch
fast überzeugt, dass dieser Stern eine Bewegung gegen Westen und
gegen J^orden hatte.
Am 29. März war es vollkommen heiter. Sobald die Dämmerung
es erlaubte, suchte ich meinen Stern wieder auf, und fand ihn sehr
merklich von seiner gestrigen Stelle verrückt. Statt eines gleichseitigen
Triangels bildete er jetzt ein gleichschenkliges mit No. 20 und No. 191.
Ich verglich ihn vier Mal so sorgfältig, wie möglich, mit No. 20. Hier
sind die beiden im Mittel aus allen Beobachtungen jedes Abends ab-
geleiteten Positionen des neuen Sterns. Auf Aberration und Nutation
von No. 20 ist gehörige Rücksicht genommen, und die von ZAcn'sche
^:R und das Mittel aus Bakhy's und La Lande's Deklination für diesen
Stern zum Grunde gelegt worden.
1802 Mittlere Zeit Scheinbare ^ Scheinb. nördl. Deklin.
März 28. 9" 25' 10" 184" 56' 49" 11" 33' 30"
„ 29. 8» 49' 14" 184" 46' 36" 11" 52' 59"
Bei ganz genauer Vergleichung finde ich die Ceres jetzt noch sehr
weniges lichtstärker als mein neues Gestirn. Dies aber hat etwas mehr
Licht, als No. 191 Ihres Verzeichnisses.
Was soll ich von diesem neuen Stern denken? Ist es ein sonder-
barer Komet? oder ein neuer Planet? Noch wage ich nicht darüber
zu urtheilen. Gewiss ist es, dass er mit einem Kometen im Fernrohr
durchaus keine Aehnlichkeit hat, nichts von Nebel oder Atmosphäre um
ihn zu sehen ist.
Welch ein sonderbarer Zufall, dass ich diesen Fremdling fast auf
derselben Stelle finden musste, nur etwa 26' nördlicher, wo ich die Ceres
am 1. Januar wiedersah!
Ich bitte Sie recht sehr, suchen Sie meinen Stern, den ich (um ihn
der Kürze wegen von der Ceres zu unterscheiden) Pallas zu nennen
Lust hätte, sobald wie möglich auf, um ihn genauer im Mittage beob-
achten zu können, als ich es zu thun vermag.
Ich habe meinen Stern heute Abend glücklich wieder beobachtet, und
mit zwei Sternen aus der Conn. des Tems, An. X, No. 673 und 674 (letzterer
Ihr No. 223 n\)} verglichen. Die Beobachtungen stimmten gut und gaben
März 30. 8" 3' 17" mittl. Zeit: Schb..4?= 184" 36' 22", Dekl. = 12" 13' 48".
Ich habe indessen heute Abend noch nicht alle meine Beobachtungen
reducirt, und wahrscheinlich ist diese Deklination zu gross.
Vom 6. April 1802.
Ich fahre fort, Ihnen noch einige Nachrichten von dem sonderbaren
und räthselhaften Gestirn zu geben, das ich am 28. März entdeckte.
474 Plaueten.
Es fährt fort, sich sehr gleichförmig mit etwas abnehmender Fortrückung
in jR und Deklination zu bewegen , und sein Ansehn ist noch unver-
änderlich das nämliche: gerade wie ein kleiner Fixstern 7. Grösse, etwas
lichtschwächer als Ceres. Hier sind meine Beobachtungen vom April:
1SU2
Mittl. Zeit
yR
Deklination
April 1.
& 0' 40"
184" 15'
38"
12» 54' 25"
„ 2.
1^ 56' 55"
184» 5'
8"
13» 14' 28"
,. 3.
8" 0' 37"
183» 54'
32"
13» 34' 16"
,. -i.
gU jr g„
183° 44'
40"
dub.
13» 53' 0" dub.
8" 32' 36"
183» 36'
38"
dub.
14" 11' 0"dub.
Vom 7. Mai 1802.
Als ich meinen beweglichen Stern entdeckt, seine regelmässige
rückläufige Bewegung und sein von allen Kometen so verschiedenes,
der Ceres so durchaus ähnliches Ansehen bemerkt hatte, glaubte ich
gleich, hier einen Planeten gefunden zu haben. Bald nach den ersten
Tagen versuchte ich Kreis-Elemente für ihn zu berechnen, und nun
fand ich zu meinem Erstaunen ganz unerwartet, dass sich die Beob-
achtungen durchaus nicht in einem der Sonne koncentrischen Kreise
darstellen Hessen. Die l'allas bewegte sich immer gesclnvinder, als es
in einem solchen Kreise möglich war, auch zeigte sich aus der Lage
der Gesichtslinien, dass ihr Abstand von der Sonne zunahm. Ihre Bahn
musste also von einem mit der Sonne koncentrischen Kreise sehr ver-
schieden sein, und dies machte mich an ihrer vermutheten Planeten-
natur ganz irre.
Gegen die Mitte des April versuchte ich nun das zweite Extremum,
die Parabel, und suchte die Beobachtiuigen vom 28. März, -l. April und
10. April in einer Parabel darzustellen. Sie wissen, dass icli in diesen
Rechnungen einige Uebung habe. Allein der Versucli missUni;/, und es
schien mir nicht möglich, drei vollständigen Beobachtungen durch eine
Parabel genug zu thun: entweder in der Länge, oder in der Breite der
mittleren Beobachtung blieb ein beträchtlicher Fehler. Hieraus schloss
icli, dass die Bahn der Pallas von einer Parabel vielleicht ebenso sehr
verschieden sei, als von einem mit der Sonne koncentrischen Kreise,
und dass sie eine Ellipse von zwar nicht unbeträchtlicher, aber doch
nicht gar zu grosser Excentricität bilden würde. Die Berechnung dieser
Ellipse verschob ich bis zu der Zeit, wo mir eine grössere Zwischen-
zeit zwischen den Beobachtungen sichere Resultate versprechen konnte.
Allein unser vortrefflicher Dr. Gacss ist mir und uns allen zuvor-
gekommen. Auch er versuchte anfangs eine Kreisbahn und hatte den-
.selbeu Erfolg wie ich, die Bewegung immer gescliwinder zu finden.
136. Entdeckung- und Beobachtungen der Pallas. 475
Sobald er aber meine Beobachtung vom 17. April erhielt, versuchte er
es ohne alle Hypothese, nach seiner Methode den Kegelschnitt zu finden,
den die Pallas beschrieb. Er fand eine Ellipse, in ihren Dimensionen nicht
so ausserordentlich von der verschieden, die ich Ihnen nachher mittheilen
werde. Er schickte mir die Elemente sogleich, aber da die Zwischenzeit
der Beobachtungen so kurz, der beschriebene Bogen so klein war, und
er grösstentheils meine Beobachtungen dabei gebrauchen musste, die
natürlich bei weitem nicht die Genauigkeit von Meridianbeobachtungen
haben können, so setzte er ein gerechtes Misstrauen in diese Elemente,
und verbot mir alle Mittheilung derselben.
Erst wie ich diesem unvergleichlichen Rechner noch mehrere ge-
naue Pariser und Seeberger Beobachtungen geschickt hatte, unternahm
er die Eechnung zum zweiten Mal, und hier sind die sich dabei er-
gebenden Elemente der Pallasbahn.
Epoche im Seeberger Meridian 1802 31. März = 166° 1' 37,2"
Tägliche tropische Bewegung = 800,77"
Log. 4- grosse Axe . : = 0,431 049 4
Halbe grosse Axe = 2,698
Excentricität = 0,215 708
Umlaufszeit = 1618| Tage
Sonnenferne |für obige Epoche | = 304^ 36' 29,7"
A Isiderisch ruhend ] = 172" 9' 58"
Neigung der Bahn = 33" 39' 16,6".
Was sagen Sie nun zu diesem ausserordentlichen Weltkörper?
Gewiss hat die Pallas doch jetzt eben so viel Anspruch auf die Pla-
netenehre als die Ceres. Aber wie gross ist nicht die Inklination! oder
wie ganz sonderbar die Lage der Pallasbahn gegen die Lage der Ceres-
bahn? Beide schliessen in einander wie zwei Glieder einer Kette. Zu
welchen Spekulationen über die Entstehung und Geschichte unseres
Planetensystems wii'd uns die Pallas noch Anlass geben? Freilich
werden obige Elemente, nur aus einer Zwischenzeit von 15 Tagen her-
geleitet, noch wohl in der Folge der Beobachtungen ziemlich beträcht-
liche Korrektionen erfahren. Aber im Ganzen kann man die Dimen-
sionen der Pallasbahn als bestimmt ansehen. Herr Dr. Gavss verlangt,
ich sollte die Elemente, ehe ich sie weiter mittheilte, mit meiner letzten
Beobachtung vergleichen. Ich habe dies in aller Schärfe gethan, und
fand:
Mais. 111» 2' 35" Ber. vf? = ISO» 56' 28,2" Ber. Dekl. = 20« 9' 20,8"
Beob..Ä = 180" 56' 6" Beob. Dekl. = 20» 8' 59"
Fehler = + 22,2" Fehler = + 21,8"
Fehler, die noch immer klein genug sind.
476
Planeten.
Nun bitte ich Sie, diesem Gestirn den Namen Pallas zu lassen, der
mir nicht unschicklich scheint.
Die Pallas ist übrigens noch immer sehr gut zu sehen, und ich
hoflfe, sie bis zum Junius verfolgen zu können. Meine Beobachtungen
seit dem 26. April sind die folgenden:
1802
i.pril
26.
I!
27.
»
28.
n
29.
..
30.
Mai
1.
)J
2.
?1
5.
Mittl. Zeit
^
Deklination
12'' 37' 29"
181« 11'
25"
19»
2'
38"
12" 7' 40"
181» 8'
19"
19»
12'
2"
11" 44' 11"
181» 5'
35"
19»
19'
52" dub
12" 3' 10"
181° 3'
15"
19»
27'
57"
12" 3' 25"
181» 1'
10"
19»
35'
37"
12" 27' 15"
180» 59'
18"
19»
43'
31"
11" 35' 20"
180» 58'
3"
19»
50'
25"
11" 2' 35"
180» 56'
6"
20»
8'
59"
Vom 1. Junius 1802.
Ich verdenke es Ihnen gar nicht, dass Sie noch an den unerwarteten
paradoxen Resultaten, die Dr. Gauss für die Bahn der Pallas gefunden
hat, zweifeln, da Sie erst die aus 15 Tagen bestimmten Elemente vor
sich hatten. Man musste wirklich sich selbst mit den Berechnuugeu
über diesen sonderbaren "Weltkörper beschäftigt haben, um solche, aller
bisherigen Analogie und Erfahrung widersprechende Schlüsse aus einem
so kleinen Bogen nicht gewagt zu finden. Jetzt indessen werden Sie
Dr. Gauss' Elemente No. II, die Yergleicliung derselben mit allen Beob-
achtungen, die Ephemeride für den Junius u. s. w. von diesem vortreff-
lichen Gelehrten selbst erlialten haben, und wenn Sie nun bedenken,
wie scharf sich durch die Gesichtslinien die Balin auf einer so stark
geneigten Ebene, wie die Ebene der Bahn der Pallas ist, zeichnet, mit
mir überzeugt sein, dass die Hauptdiniensionen der Bahn, wie Dr. Gauss
sie jetzt angiebt, eine geometrische Geirisshcit haben, und dass diese
Bahn der Pallas fast schon eben so genau bestimmt ist, als es die Bahn
der Ceres vor ihrer Wiederauffindung ^\■ar.
Es ist ganz unmöglicli, die Beobaciitungen mit irgend einer Paiabel
in Uebereinstimmung zu bringen. Dies ist nämlicli nicht nur a priori
leicht einzusehen (wenn ich so sagen darf), sondern ich habe es selbst
versucht.
Noch jetzt, 29 Tage nach den von Dr. Gauss zum (irunde siMuer
Rechnung gelegten Beobachtungen, geben diese mit so bewunderns-
würdiger Genauigkeit bestimmten Elemente die Deklination etwa 1' zu
gross, die Rektascension etwa 4(i" zu klein an, und das mit einer
Regelmässigkeit, die deutlich zeigt, dass eine sehr massige Aenderung
136. Entdeckung- und Beobachtungen der Pallas. 477
in den Elementen hinreichend sein wird, diese kleinen Abweichungen
ganz wegzuschaifen.
Ich hotte, die Pallas bis zum Julius zu sehen. Dr. Gauss werde
ich die Mühe und die Ehre der Bestimmung der Pallashahn allein über-
lassen. Es würde in mehr als einer Hinsicht vergebliche Arbeit sein,
darin mit diesem grossen Messkünstler wetteifern zu wollen.
Gewiss bleibt also die Pallashahn eine Ellipse von nicht viel
grösserer Excentricität, als die Merkursbahn, von einer mit der Ceres-
hahn beinahe gleich grossen Axe. Die Bahnen der Ceres und Pallas
schlingen sich 7i'tcJit, gleich zwei Kettengliedern durch einander, wie ich
Ihnen das vorige Mal schrieb, sondern die mehr längliche und mehr
excentrische Lage der Pallasbahn liegt bei beiden Knoten mit der Ceres-
bahn innerhalb dieser letzteren. — Beim tS der Pallasbahn mit der
Ceresbahn kommen sich beide Bahnen ungemein nahe; doch kennen wir
beide Bahnen noch nicht genau genug, um bestimmen zu können, ob hier
ein wirklicher Durchschnitt Statt findet, oder wenigstens ehemals Statt
gefunden hat, ehe die perturbirendeu Kräfte der übrigen Planeten, beson-
ders desJiipiters, die respektive Lage beider Bahnen gegen einander änderte.
Wo bleibt hier, fragen Sie, die Analogie? wo die schöne regel-
mässige Ordnung, die die Planeten bisher in ihren Abständen zu beob-
achten schienen? Noch ist es, glaube ich, zu früh, darüber philosophiren
zu wollen. Noch müssen wir nur beobachten und die Bahn bestimmen,
um sichere Gründe zu unseren Muthmaassungen zu haben. Dann werden
wir vielleicht entscheiden, oder doch als wahrscheinlicher ausmachen
können, ob Ceres und Pallas immer so getrennt in friedlicher Nachbar-
schaft ihre jetzige Bahnen durchlaufen haben, oder ob beide nur Trüm-
mer, mir Stücke eines ehemaligen grösseren Planeten sind, den irgend
eine grosse Katastrophe zersprengte.
Doch, wie gesagt, ich gebe dies noch für gar nichts, selbst nicht
einmal für eine Muthmaassung aus. Aber sonderhar ist doch die Klein-
heit beider Weltkörper, die Heeschel in seinen Teleskopen noch ungleich
kleiner findet, als unser Oberamtmann Scheöter, sonderhar die öftere
Veränderung ihrer Lichtstärke, die auf eine unregelmässige, nicht runde
Figur zu deuten scheint, und sonderhar ist es wenigstens mir, dass in
derselben Himmelsgegend ein Stern 8. Grösse fehlt, der nach der Histoire
Celeste gewiss am 10. April 1796 beobachtet worden ist, und weder
Pallas noch Ceres gewesen sein kann.
Ob wir Pallas in den nächsten beiden Jahren wiedersehen werden,
bleibt noch ungewiss, weil sie in beiden Jahren in der Nähe ihrer Sonnen-
ferne auch selbst bei der Opposition weit von der Erde entfernt bleibt.
Am 28. März 1802, wie Pallas entdeckt wurde, war ihr Abstand von
der Erde = 1,38, jetzt ist er = 2,10, und in der Mitte des Junius wird
478 Planeten.
er 2,31 betragen. Wenn hingegen Pallas am Ende des Jimius 1803
in 9» 7" mit 48" nördlicher Breite überm Cerbenis in Opposition ist,
wird ihr Abstand von der Erde noch = 2,62 sein. Da dürfte es bei
unseren hellen Dämmerungen sehr schwer sein, sie zu finden. Etwas
besser geht es 1804, da Pallas im Kopf des Pegasus, Ende August, mit
der Sonne in 11" S** und 18" nördlicher Breite in Opposition kömmt.
Zwar ist auch dann noch ihr Abstand == 2,40; aber die Nächte sind
doch vollkommen dunkel. — Gan^ getciss werden wir aber die Pallas
1805 wiedersehen. Besser wird sich über dies alles urtheilen lassen,
wenn wir erst diesmal durch Erfahrung gelernt haben, in welchem
Abstände von der Erde sie uns noch sichtbar bleibt.
Hier folgen meine ferneren Beobachtungen der Pallas, wovon die
letzten vielleicht noch
eine
etwas schärfere
Reduktion des zur Ver-
gleichung
gewählten Sterns
aus der
Histoire Celeste erfordern werden.
\X02
Mittlere
Zeit
Sclieiub.
.i?
Scheiul). Dekliu.
Mai 7.
11" 20'
27"
180"
56'
40"
20"
19'
38"
??
10.
11" 35'
45"
180"
59'
55"
20"
33'
26"
j)
14.
12» 3'
43"
181"
9'
37"
20"
46'
29"
.,
17.
11" 1'
14"
181"
20'
36"
20"
53'
42"
!)
18.
10" 4'
52"
181"
24'
52"
20"
55'
19"
))
20.
10" 37'
34"
181"
34'
43"
20"
57'
58"
>1
21.
10" 21'
37"
181"
39'
51"
20"
58'
50"
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22.
11" 17'
47"
181"
45'
17"
20"
59'
25"
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23.
11" 13'
46"
181"
50'
58"
20"
59'
50"
»
24.
10" 50'
52"
181"
57'
17"
20"
59'
58"
1)
25.
11" 7'
38"
182"
3'
55"
20"
59'
49"
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26.
10" 45'
56"
182"
10'
51"
20"
59'
17"
))
28.
10" 50'
7"
182"
25'
28"
20"
58'
13"
>1
30.
11" 40'
46"
182"
41'
31"
20"
56'
10"
Vom
10. Junius
1802
Ich habe mehrere Parabeln für die Pallas berechnet, ebenso hat
Herr Hauptmann vux ^^'AUL mir eine mitgetheilt. Hier ist aucli eine
von Dr. Bukckhabdt:
Temp. Perih. 1801. Sept. 29. 16" 48'
Deklin. Perih. . . . = 1,843 2
ft = 176" 45' 34"
Perihelium . . . . = 113" 52' 3,5"
Inklination . . . . = 54" 58' 30".
Allein weder ich noch alle diese Herren haben eine Parabel allen
Beobachtungen anpassen können. Wie ich höre, so sind alle Versuche
136. Entdeckung und Beobachtungen der Pallas. 479
Bueckhabdt's, Mechäin's und selbst des grossen La Place's vergeblich
gewesen, die Bahn der PaUas zu bestimmen. Büeckhaedt hält sich
jetzt an eine Ellipse von 12 Jahren, wodurch er die Beobachtungen dar-
zustellen hoift. Desto mehr Ehre für Herrn Dr. Gauss, der durch seine
bewundernswürdige Methode, ohne alle vorläufige Hyjjothese über die
Natur der Laufbahn, diese so genau gefunden hat.
Dr. Gauss' Elemente für die Pallas No. II aus 27tägigen Seeberger
Beobachtungen bis zum 1. Mai:
Epoche Seeberg d. 31. März 1802 = Ißl« 12' 43,2"
Sonnenferne] für Epoche siderisch = 300 ° 5' 3,6"
Sh I ruhend . . . . = 172° 34' 34,9"
Log. i grossen Axe = 0,447 263 6
Tägliche tropische Bewegung . = 757,165"
Excentricität = 0,259 109 6
Neigung = 35« 0' 41,8".
Diese Elemente gaben am 10. Mai die yE 10" zu klein, die Dekli-
nation 18" zu gross. Jetzt im Junius sind die ^ß fast um 1|' zu
klein, die Deklination 2' zu gross. Ich rieth Dr. Gauss, die fernere
Berichtigung der Bahn so lange zu verschieben, bis die Beobachtungen
völlig beendigt sein würden. Allein sobald er die vortrefflichen Beob-
achtungen des Dr. Maskelyne erhalten hatte, der so glücklich gewesen
ist, die Pallas bis zum 16. Mai im Meridian zu beobachten, bestimmte
dieser unermüdete Rechner aus 42tägigen Beobachtungen (also einen
Tag länger als anfangs Piazzi's Beobachtungen bei der Ceres reichten
— durchlaufener Bogen um die Sonne =11" 24'j die Elemente, die ich
Ihnen hier mittheile.
Dr. Gauss' Elemente für die Pallas No. III aus 42 tägigen Seeberger
und Greenwicher Beobachtungen zwischen dem 4. April und 16. Mai:
Epoche Seeberg d. 31. März 1802 = 162° 25' 45,9"
Sonnenferne! .^ . ^ , ^ = 800" 58' 48"
^ I siderisch ruhend . . _ ^^^o 28' 18"
Log. I grossen Axe = 0,442 566 4
Tägliche tropische Bewegung . . = 769,5414"
Excentricität = 0,247 640 2
Neigung = 34« 39' 11".
Auffallend wird auch Ihnen sein, dass die grossen Axen und also
die ümlaufszeiten für beide Weltkörper Ceres und PaUas ganz gleich sind.
Vom 24. Julius 1802.
Mit dem 9. Julius habe ich meine Beobachtungen der Pallas ge-
schlossen. Der kleine Planet wurde zu lichtschwach, besonders da sich
480 Planeten.
nun noch der Mondschein mit der Dämmerung vereinigte, und ich ver-
zweifelte, die Ein- und Austritte desselben noch fernerhin mit Sicherheit
bestimmen zu können.
1802
Mittlere Zeit
Scheinb.
.R
Scheiub. Dekliu
Junius 2.
ll»-
13'
4"
183°
16"
20»
51'
13"
,,
3.
10" 46'
7"
183"
16'
4"
20»
49'
8"
n
6.
12" 53'
45"
183»
46'
19"
20»
41'
33"
ji
8.
11"
9'
10"
184«
6'
3"
20»
35'
58"
»
10.
12"
33'
50"
184»
28'
21"
20»
29'
38"
»
14.
11"
56'
14"
185«
13'
20"
20»
14'
37"
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19.
11"
13'
55"
186"
16'
28"
19»
54'
9"
)?
20.
11"
7'
51"
186»
29'
39"
19»
49'
49"
V
21.
11"
8'
54"
186»
43'
4"
19»
45'
7"
»
26.
11"
18'
34"
187»
52'
20"
19»
19'
32"
Julius 4.
11"
28'
14"
189»
52'
31"
18»
33'
42"
«
8.
11"
5'
16"
190»
56'
9"
18»
9'
1"
M
9.
11"
53'
47"
191»
13'
10"
18»
2'
35"
Noch stimmt die Ellipse No. HI des Herrn Dr. Gauss vortrefflich
mit den Beobachtungen, nur scheint sie die Rektascension um etwas
weniges zu klein zu geben. — Auch Herr Dr. Burckhaedt hat mit
Rücksicht auf die Störungen des Jupiter eine mit den Angaben des
Dr. Gauss durchaus übereinstimmende Ellipse für die Pallas gefunden.
Da ich die Pallas ungeachtet ihres niedrigen Standes in den Dünsten
des Abendhorizonts am 9. Julius noch gut sah, so hoffe ich auch, sie
bei ihrer künftigen Opposition 1803 zu erblicken. Sie wird am Ende
des Junius 1803 der Erde noch etwas näher sein, als sie ihr am 9. Julius
1802 war. Freilich wird sie im Julius 1803, wegen ilii'er grösseren
Entfernung von der Sonne, von dieser viel schwächer erleuchtet; aber
man kann sie dann hoch am Himmel bei oder im Meridian suchen.
Und wenn uns im nördlichen Deutschland auch die nächtliclie Däni- '
merung hinderlich sein sollte, so wird man sie im südlichen Frankreich '
oder Italien gewiss finden, besonders da wir den Ort derselben wahr-
scheinlich bis auf lu' oder 15' werden angeben können. |
^^'eun man BrucKHAUDrs beide Ellipsen für die Ceres und Pallas I
zusammen vergleicht, so kommen sich beide Bahnen bei dem tS der j
Pallashalin auf der Ceresbahn ungemein nahe. Der Abstand l)eträgt ,
nur (),U41. ,
137. Mittheihing-, die Entdeckung eines zweiten kleinen Planeten betreffend. 481
137. Mütlieilimg, die Entdeckung eines zweiten kleinen
Planeten nalie der Ceres am 28. März 1802 betreffend.
[Göttingische gelehrte Alizeigen, 1. Bd. von 1802, 6ä. Stück vom 17. April 1802. S. 609— GH.]
Der Herr Dr. Olbees hat in einem Schreiben an den Herrn Prof.
Sfatfek der Königl. Societät der Wissenschaften von einer wiclitig-en
astronomischen Entdeckung Nachricht gegeben. Es betrifft nichts Ge-
ringeres, als höchst wahrscheinlich noch ehren Planeten unseres Sonnen-
systems. Seit dem 28. März nämlich beobachtete Herr Dr. Olbees
ausser der Cei-es Ferclinandea noch einen sich bewegenden kleinen Stern
im nördlichen Flügel der Jungfrau, der Ceres an Licht und Ansehen
vollkommen ähnlich, ganz ohne Nebel, von einem Fixstern 7. Grösse in
seinem Fernrohr selbst bei 180 maliger Vergrösserung gar nicht zu
unterscheiden, auch rückläufig wie Ceres, nur mit stärJcerer zunehmen-
der nördlichen Abweichung. Die näheren Umstände dieser Entdeckung
zeigen beim ersten Blicke den unermüdeteu, mit dem Himmel vertrauten
Meister, und wenn seine Verdienste um die Sternkunde und neuerlich
um die Ceres und sein anerkannter Ruhm noch steigen konnten, so ist
es der Kranz dieser Entdeckung. Am 28. März durchmusterte er, nach
der Beobachtung der Ceres, die kleinen Sterne im nördlichen Flügel der
Jungfi-au mit dem Kometensucher, um sich noch näher für die künftigen
Beobachtungen der Ceres mit ihrer Lage bekannt zu machen. Zufällig
fiel sein Blick auf Xo. 20 der Jungfrau Fl.vmsteed's , und er sah mit
Verwunderung einen kleinen Stern 7. Grösse, der mit No. 20 Flamsteed
und No. 191 BoDE westlich in einem fast gleichseitigen Dreieck, um
etwa 26 Minuten von der Stelle entfernt, stand, wo er die Ceres am
1. Januar wiedergefunden hatte. Er erinnerte sich ganz gewiss, dass
an dieser Stelle im Januar und Februar kein solcher Stern sichtbar
gewesen sei. Er verglich sogleich den kleinen Fremdling mit No. 20,
und die bis gegen 11 Uhr, da es trübe wurde, fortgesetzten Beobach-
tungen verrietlien seine Bewegung. Am folgenden Tage, den 29. März,
war der kleine Stern sehr merklich von seiner vorigen Stelle gerückt,
und seitdem hat er seine Bewegung sehr regelmässig fortgesetzt. Die
dem Herrn Prof. Setffee mitgetheilten Beobachtungen sind folgende:
Sclieinb. gerade Scbeinb.
Mittl. Bremer Zeit Aufsteig. Abweieb.
März 28. 9^ 25' 10" 184" 56' 49" 11'' 33' — dub. vgl.mitNo. 20111' nach
VON Zach.
, „ 29. 8M9' 14" 184" 46' 36" 11» 52' 59" vergl. mit No. 20 np.
„ 30.8'' 3' 17" 1840 36' 22" 120 13'.48"Conn.destemsX673,674.
OUiers 1 31
482 Planeten.
Scheinb. gerade Scheinb. '
>Iittl. Bremer Zeit Aufsteig'. Abweich.
April 1. 8" 0' 40" 184« 15' 38" 12° 54' 25" No. 225 Bode.
2. 7" 56' 55" 184« 5' 7" 13« 14' 28"
3. 8" 0' 37" 183« 54' 32" 13« 34' 16"
vergl. mit 3 Sternen 8. Gr.
aus der Sistoire Celeste
frangaise.
Bei genauer Vergleicliung im Kometensucher findet Herr Dr. Olheks
die Ceres etwas lichtstarker, als dies neue Gestirn ; dies aber hat noch
etwas mehr Licht, als No. 191 Bode. Es wird Mühe kosten, soviel
Beobachtungen von diesem OLBEUs'schen Gestirne vor seinem Ver-
schwinden unter den Sonnenstrahlen zu machen, dass sich die Bahn mit
hinreichender Schärfe berechnen lässt. Ein Urtheil über die Natur
dieses Weltkörpers hält Herr Dr. Olbeks vielleicht noch für zu früh;
aber allem Vermuthen nach sei es ein zwischen Mars und Ceres sich
um unsere Sonne bewegender Planet, dessen Bahn gegen die Ebene der
Ekliptik eine beträchtliche Neigung hat.
138. üeT)er die Entdeckung der Pallas.
[MoMtliche Korrespondenz. Bd. V, S. 481 ff. Mai 1802.]
S. 483. Ich bitte Sie, mein verehrungswürdigster Freund, suchen
Sie meinen Stern so bald wie möglich auf; denn wir müssen sehr eilen,
bald einige gute Beobachtungen von ihm zu erhalten, weil er kaum
noch vier Wochen im Meridian zu sehen sein wird. Meine Beobacli-
tungen werden nicht hinreichen, seine Bahn mit erträglicher Genauigkeit
zu bestinnnen. Ich bin natürlich sehr ungeduldig, bald zu hören, ob
Sie diesen fremden Gast gefunden und beobachtet haben.
S. 485. Aber was sollen wir von diesem neuen Stern denken?
Ist es ein sonderbarer Komet? Das ganze Ansehen des Sterns wider-
spricht dieser Meinung. Ist es ein Planet? Was für eine grosse, ganz
paradoxe Neigung müsste seine Bahn nicht haben? Noch wage ich es
nicht, darüber zu urtheilen. Was für ein höchst sonderbarer Zufall
war es nicht, dass ich diesen merkwürdigen Weltkörper fast an der
nämlichen Stelle finden musste (nur 26' nördlicher), wo ich die Ceres
am 1. Januar zuerst wieder erblickte.
Ich bin nicht ruhig, bis ich meinen kleinen Stern von Ihnen auf-
gefunden und beobachtet weiss, besonders da er sich so gleichförmig
zu bewegen fortfährt.
139. Ueber die Pallas im Jalu-e 1802. 483
S. 487. Sehr merkwürdig- bleibt dieser kleine räthselhafte Welt-
körper doch immer. Einen solchen Kometen hat man, so viel ich "nreiss,
nie gesehen. Er ist noch immer von einem Fixstern, und auch von der
Ceres im Fernrohr gar nicht zu unterscheiden. Schrotes findet seineu
Durchmesser noch immer 4+ Sekunde, und die Begrenzung mehrentheüs
besser als bei der Ceres.
139. lieber die PaUas im Jahre 1802.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. VI, S. 87—89. Jnli 1802.)
Wh' haben imsereu Lesern schon im vorigen Hefte, S. 598, den Gedanken des
Dr. Olbees über die beiden nenen Planeten mitgetheUt, welcher sie nm- für Rudera
eines einzigen zu halten geneigt ist. Dieser vortreffliche Beobachter drückt sich
hieriiber in einem seiner letzteren Schreiben also aus:
„Mit mir werden Sie sich über die sonderbare Lage der Pallas-
hdhn gegen die Cereshahn wundern. Beide hängen nicht in einander,
wie ein Paar Kettenglieder, wie die erste Vermuthung war, sondern die
Pallasbahn steckt in der Cereshahn, wie ein Reif in dem andern. Bei
dem niedersteigenden Knoten der Pallashahn auf der Cereshahn kommen
sich beide Bahnen sehr nahe. Ob ein wirklicher Durchschnitt beider
Bahnen dort Statt findet oder je Statt gefunden hat, ehe die Perturbar
tionen die Lage beider gegen einander verrückten, lässt sich noch nicht
wohl ausmachen, da wir beide Bahnen noch nicht genau genug kennen.
Ich finde aus Dr. Gattss' (H) Bahn für die Pallas und für die Ceres (VIT)
den Abstand beider Bahnen im niedersteigenden Knoten der Pallas
= 0,070 OL Verbinde ich aber die Bahn (II) der Pallas mit Dr. Büeck-
haedt's Ellipse für die Ceres, so wird dieser Abstand nm- 0.065 67.
Eine kleine Aenderung in den Elementen der Pallasbahn, die sehr
möglich ist, kann diese Distanz noch sehr verringern. Wirklich drängt
sich mir dabei der Gedanke auf: wie, wenn Ceres und Pallas blos Stücke
und Trümmer eines ehemaligen grösseren, entweder durch seine eigenen
in ihm wirkenden Natur ki-äfte, oder durch den äusseren Anstoss eines
Kometen, zerstörten Planeten wären? Sehr spricht für diese Ver-
muthung, die ich aber auch für weiter nichts, als einen Gedanken zu
fernerer Prüfung ausgebe, dass Ceres und Pallas beide von sehr ver-
änderlichem Lichte sind; dies erkläre ich nämUch daraus, dass beide
Planetenfragmente wahrscheinlich nicht rund, sondern von sehr unregel-
mässiger Figur sind. Diese Idee hat wenigstens das vor manchen
anderen Hypothesen voraus, dass sie sich bald wird prüfen lassen. Ist
31*
484 Planeteu.
sie nämlich wahr, so werden wir noch mehrere Trümmer des zerstörten
Planeten auffinden, und dies um so leichter, da alle diejenigen Trümmer,
die eine elliptische Bahn um die Sonne beschreiben (sehr viele können
in Parabeln und Hyperbeln weggeflogen sein), den niedersteigendeu
Knoten der Pallasbahn auf der Ceresbahn passiren müssen. Ueberhaupt
haben alle diese venuutheten Planetenfragmente einerlei Knotenlinie
auf der Ebene der Ceres- und Pallasbahn. " Noch in einem neuerlichen
Schreiben erklärt sich Dr. Olbees wiederholt für diese Meinung und
schreibt: „Die gleiche ünilaufszeit der Pallas und Cei-es, die Lage dieser
Bahnen gegen einander, die Nähe derselben beim niedersteigenden Knoten
der Pallasbahn auf der Ceresbahn; alles dieses macht es mir innner
wahrscheinlicher, dass beide zusammengehören, und ich komme immer
auf die Ihnen schon geäusserte Muthmaassung, dass beide vielleicht nur
Stücke und Fragmente eines ehemaligen grösseren Planeten sind, zurück."
[MouatUche Korrespondenz. lid. VI. 3. I9.i, 196. August 1802.]
So schwer der Planet auch jetzt zu sehen ist, so bin ich doch über-
zeugt, dass Sie ihn künftiges Jahr an Ilirem Passage-Instiumeute sehen
werden. Er ist alsdann in seiner Opposition der Erde etwas näher, als
er ihr am 9. Julius war. Zwar steht er weiter von der Sonne und wird
von dieser schwächer erleuchtet; allein dies wird überflüssig durch seine
grössere Höhe über dem Horizont und die grössere Entfernung von der
Dämmerung ersetzt.
Auch ich habe nie mit den stärksten Vergrösserungen meines
Doij.oND'schen Achromaten einen Unterschied zwischen diesen Planeten
und Fixsternen von gleicher scheinbarer Grösse wahrnehmen können.
[Mouatliche Korrespondenz. Bd. \7, S. 312. September 1802.)
Dass man so schwer an den Planetismus der Pallas glaubt, höre
ich gern. Denn diesen Unglauben deute ich zum Vortheil meiner Hypo-
these, dass Pallas unmöglich ursprünglich ihre jetzige Bahn beschrieben
haben konnte, und dass diese beiden Weltkörper Ceres und Pallas
wirklich nur Trümmer oder Bruchstücke eines Planeten sind. Sollten
wir nocli mehrere derselben auffinden, die alle zwischen Mars und Ju-
piter ihren Umlauf hätten, so verdienen diese doch vielleicht eine eigene
Benennung, und in diesem Falle würde ich mir eine eigene Species von
Weltkörpern gefallen lassen.
140. Astrouomisclie Nacluickten und die Beobachtimgeu der Pallas. 485
140. Ash'ouomisclie Nachrichten imd die Beol)achtuiigeu der
Pallas Tom 22. Februar 1803^ au.
Aus einigen Briefen.
(Astronomisches Jahrbuch für 1S06, S. 175-178.]
Vom 18. Februar 1803.
Ihr .Jalirbucli erhält sich immer in seinem Werth. oder dieser
nimmt vielmehr noch immer mit jedem Jahrgange zu. Wenn ich Ihnen
noch ein desiderandum anzeigen soll, so wäre es dies, dass ich wünschte,
die dist. 5 a in Logarithmen bis auf sieben Decimalstellen angegeben
zu finden, welches bei Kometenberechnungen nützliche Dienste leistet.
Beim Durchgange des Merkur war hier die Witterung sehr un-
günstig. Doch glaube ich die innere Berührung um 0'' IG' 39" mittlere
Zeit ziemlich genau erhascht zu haben.
Ich hatte einige Hoönung, eine ältere Beobachtung der Pallas auf-
zufinden, aber diese Hofihung ist vereitelt worden. Nach Btieckhabdt's
Elementen nämlich stand am 1. März 1797 Pallas mitten in der damals
nach der Histoire Celeste beobachteten Zone und musste reichlich die
Lichtstärke eines Sterns 7. Grösse haben. Die Elemente des Dr. Gauss
geben die Pallas 14' südlicher, als jene Zone. Ich habe diese Zone
jetzt durchsucht, allein es fehlt kein Stern 7. oder 8. Grösse von den am
I.März 1797 beobachteten, und so nmss Pallas wirklich südlich ausser-
halb der Zone gestanden haben.
Ich erwarte jetzt nächstens die Nachricht, dass die französischen
Astronomen die Pallas wieder aufgefunden haben. Ich selbst werde
mich in diesem Monat noch nicht darnach umsehen. Meine Berufs-
geschäfte erlauben mir nicht ganze Nächte aufzuopfern.
Aus photometrischen Gründen glaube ich, beweisen zu können, dass
der scheinbare Durchmesser der Ceres bei ihrer Opposition im März
1802 nicht über U,6" betragen haben könne. Der scheinbare Durch-
messer der Pallas musste beträchtlich kleiner sein. Dies nähert sich doch
sehr den HEKSCHi:L"schen Messungen. Ich habe dem Freiherrn xoy Zach
eine kleine Abhandlung, worin dies Eesultat vorkommt, eingesandt.
Vom 22. Februar 1803.
Mit vielem Vergnügen eile ich Ihnen anzuzeigen, dass Herr Astronom
Habding zu Lilienthal so glücklich gewesen ist, die Pallas schon am
IS. Februar 15'' wieder aufzufinden. Er fand sie als ein kleines Sternchen
12. oder 13. Grösse nahe über No. 36 des Poniatowski'schen Stiers nach
Ihrem Verzeichniss, fast genau an dem Ort, wo sie nach Herrn Dr. Gauss
486 Planeten.
berechneter Ephemeride stehen musste. Er erkannte sie, weil er den
Morgen vorher No. 36 mit seinen Umgebungen sehi- genau betrachtet
hatte und nun einen Stern an der gegebenen Stelle fand, der Tags
vorher nicht da gewesen war. Am 21. Morgens, oder am 20. m^ sah
er die Fallas so fortgerückt, wie es die Theorie erforderte, und konnte
sie fünf Mal mit No. 36 vergleichen, auf den sie um IS"" 45' 17" in
55" Zeit folgte. Er hatte die Güte, mich von seiner wichtigen Ent-
deckung sogleich zu benachrichtigen, und in der vorigen Nacht habe
also auch ich die Pallas wieder gesehen und beobachtet. Meine Be-
obaclitung ist wegen des schwachen Lichtes des kleinen Planeten nicht
sehr genau; nach einer vorläufigen Eeduktion folgt daraus:
Febr. 21. 17" 0' ,i? der Pallas = 272« 57' Nördl. Dekliu. = 7° 32'.
Mit Verwunderung werden Sie mit mir bemerken, wie genau Herrn
Dr. Gauss' Ellipse noch zutrilft. Diese genaue Zustimmung der Rechnung
ist um so erwünschter, da es sonst fast unmöglich gewesen wäre, die
jetzt so kleine Pallas aus dem zahllosen Heere ähnlicher kleiner
teleskopisclier Sterne herauszufinden.
Pallas ist so lichtschwach, dass Herr Haeddig sie in einem 3füssigen
Achromat gar nicht sehen kann. Er braucht ein 7füssiges Teleskop,
worin sie ziemlich lebhaftes Licht hat. In meinem Sfüssigen Dollond
ist sie gut zu erkennen.
Da wir nun wissen, dass wir uns auf Dr. Gauss' Ephemeride so
sicher verlassen können, so wird die Pallas leicht aufzufinden sein.
Vom 3. Mai 1803.
Es ist sehr lange, dass ich Ihnen von meinen Beobachtungen der
Pallas keine weitere Rechenschaft gegeben habe. Hier habe ich die
Ehre, sie sämmtlich mitzutheilen:
1803
Mittl. Bremer Zeit
Scheinbare
^
Scheiub. nur
(11. Deklin.
Febr. 21.
17" 0'
10"
272«
56'
45"
7« 31'
14"
„ 23.
15" 24'
36"
273«
28'
39"
7« 46'
1"
März 4.
17" 11'
41"
275"
52'
38"
8« 58'
23"
„ 16.
14" 10'
28"
278»
37'
16"
10« 42'
21"
„ 21.
13" 40'
47"
279«
37'
5"
11« 30'
3"
., 22.
13" 14'
22"
279«
48'
10"
11« 38'
45" dub.
,. 24.
13" 2'
12"
280«
10'
25"
11« 58'
43"
„ 31.
13" 24'
25"
281«
20'
18"
13« 8'
50"
April 11.
12" 10'
9"
282«
43'
5U"
1.-)« 0'
50"
1 2.
12" 12'
18"
282«
49'
44"
15" 11'
17"
„ 13.
12" 13'
41"
282«
55'
15"
15« 21'
18"
141. Uebei- die Pallas im Jahre 1803. 487
1803 Mittl. Bremer Zeit Scheinbare yR Scheinb. nördl. Deklin.
April 15. 12" 3' 34" 283" 5' 41" 15« 42' 11"
„ 20. 12" 55' 28" 283° 26' 56" 16° 34' 51"
„ 24. 11" 50' 56" 283« 37' 43" 17« 14' 47"
„ 25. 12" 16' 41" 283« 39' 45" 17" 25' 31"
Die durch meine beiden ersten Beobachtungen vom 21. und
23. Februar verbesserten Elemente des Herrn Dr. Gauss, die im April-
Stück der Monatlichen Korrespondenz stehen, stimmen noch bis in die
Mitte des April so genau mit den Beobachtungen, dass man noch gar
keine gewisse Abweichung derselben von dieser oskulirenden Ellipse
angeben kann.
Es war oft nicht so ganz leicht, den kleinen Planeten aus der
grossen Menge kleiner Fixsterne, besonders in der Nähe der Milch-
strasse herauszufinden. Ich habe zuweilen 23 bis 25 Sterne zugleich
mit der Pallas im Gesichtsfelde meines Fernrohres gehabt. Doch habe
ich noch keinen Abend die Pallas verfehlt, oder mit einem Fixsterne
verwechselt.
Ihr Licht hat zugenommen, und ich schätze sie jetzt auf 11. Grösse.
Doch zeigt sie auch dies Jahr von einem Abend zum anderen jenen
merkwürdigen Lichtwechsel, den wir schon voriges Jahr an ihr ebenso,
wie bei der Ceres bemerkten.
In Paris ist sie im März nur einmal (den 12. März) von Mechäin
beobachtet worden. Oeiani zu Mailand hat am 22. März, und David
zu Prag am 24. März die Pallas zu beobachten angefangen.
Es bestätigt sich mehr und mehr, dass weder Ceres noch Pallas
unter den 50 000 Sternen der Histoire Celeste vorkommen. Ich hatte
einmal grosse Hoifnung, die Pallas unter den am I.März 1797 beobach-
teten Sternen zu finden; allein sie stand damals wahrscheinlich wenige
Minuten südlich unter der an diesem Tage durchmusterten Zone, und
es fehlt kein Stern derselben in dieser Gegend, wo Pallas stehen konnte,
am Himmel.
141. lieber die Pallas im Jalire 1803.
[Monatliche Korrespondenz, Bd. VII, S. 370 .\nm., 373. April 1803.]
Noch immer, mein verehrungswürdigster Freund, fahren Sie fort,
der Pallas den Beinamen Olhersiana zu geben, ob ich mich gleich so
oft dagegen erklärt habe. Ich muss Sie nochmals dringend bitten,
wenigstens meine Protestatiou öffentlich bekannt zu machen. Dieser
488 Planeten.
Zusatz ist uunöthig, da es keine andere Pallas am Himmel giebt, un-
gerecht gegen Hekschel, und Pi.vzzi; und da Piazzi seiner Cei-es den
Beinamen Ferdinandea gegeben hat, auch, erlauben Sie mir es zu sagen,
unschicklich.
23. Februar 1803. Meine Beobachtungen der Pallas sind ihres so
schwachen Lichtes wegen für mich noch sehr beschwerlich und daher
nicht sehr genau; besonders blieb die Deklination etwas zweifelhaft.
Da, wo Pallas den 23. Februar stehen rausste, waren vier kleine tele-
skopische Sterne, worunter ich die Pallas doch als den hellsten erkannte.
Nach sechs Yergleichungen mit No. 42 des PoniatoicsJa sclie)i Stiers
ging sie am 23. Februar um 15'' 19' 24" mittlere Zeit diesem Stern
Hittl. Bremer Zeit
Scheinbare A. R. Seheinb. Abwei-
der Pallas I chnng der Pallas
Sterue, womit verglicheu, uach
Bode's Katalog
Febr. 21. , l?!" 6' 10"
„ 23. 15U 24' 36"
272" 56' 4-5" j 7" 31' 14" X. , No. 36 roniatvwski-Stier
273» 28' 39" 7» 40' 1" „ „ 42
3. März 1803. Die Witterung ist den Beobachtungen der Pallas
durchaus ungünstig gewesen; weder Hauiuxü noch ich haben sie des
bedeckten Mimuiels wegen wiedersehen können, und da jetzt der Mond-
schein eingetreten ist, so wird sie auf einige Zeit wieder verloren gehen.
IMonatliche Korrespondenz. Bd. VII, S. 5.08, 559. .luni 1803.)
Ist es nicht sonderbar, dass der Planet in der dunkleren lOGnialigeu
Vergrösserung sichtbar wurde, der in der viel lichtstärkeren 45 maligen
unsichtbar blieb. —
Es wäre sehr zu wünschen, dass La Lande die Güte hätte, bei
allen Sternen der Histoire Celeste, die man jetzt am Himmel vermisst,
nachzusehen, ob auch ein Schreib- oder Druckfeliler dabei vorgefallen
sein könne; dann müsste man die Sterne, die gewiss beobachtet und
jetzt nicht mehr an dem bestimmten Orte vorhanden sind, für das
Datum ihrer Beobachtung gehörig reduciren, und so könnten wir viel-
leicht noch einem oder mehreren kleinen Planeten auf die Spur kommen.
[Monatliclie Korrespondenz. Bd. VIll. S. :{;3. Oktober 1803.J
1. September 1803. Meine Bemüliiiiigen, die Pallas oder Ceres unter
den FLAjisTKKD'schen Beobachtungen anzutreft'en, sind ebenso fruchtlos
gewesen, als meine Nachforschungen in der Histoire Celeste. Nun kömmt
es noch auf Mayeb und La Gaukle an. Hat Piazzi noch kein Ver-
zeichnis» der von ihm vermissten Sterne bekannt gemacht? Dies wäre
für diese Untersuchung sehr wichtig.
142. Beobachtiiugeii der Pallas vom Aug-ust 1S03 bis Juli 1804. 489
142. Beobaclitungeu der Pallas im August, September imd
Oktober 1803 luul im Mai, Jimi und Mi 1804, nebst Be-
deckung der Plejaden den 31. Oktober 1803.
Aus zwei Briefen.
[Astronomiächcs .laliiliuch für 1807, S. 213— 21.5.J
Vom 1. November 1803.
Mit dem 1. Junius gab ich vor der Hand meine PaWas-Beobachtungen
auf, weil ich gewiss war, dass man sie nun an mehreren Orten im
Meridian beobachten, und also weit schärfer beobachten würde, als ich
es ohne fixe Instrumente, die mir meine Einrichtung nicht erlaubt, zu
thun im Stande bin. Aber nach der Mitte des August habe ich den
kleinen Planeten wieder aufgesucht. Mondschein und schlechtes AVetter
unterbrachen oft die Beobachtungen, und so habe ich nur folgende
Positionen erhalten können:
1803
Mittlere
Zeit
Scheinbare
wE
Scheinb.
Deklination
Aug. 21.
IP 37'
18"
268"
54'
34" [?]
15"
50'
0" Bor.
„ 24.
10'' 55'
28"
268»
53'
59"
15"
15'
6"
.. 27.
10" 16'
58"
268"
56'
10"
14"
40'
17"
„ 29.
lli" 10'
25"
2680
59'
13"
14"
16'
51"
Sept. 7.
9" 8'
32"
2690
26'
37"
12"
32'
6"
„ 13.
lO'' 24'
34"
269°
57'
42"
11"
22'
27"
„ 14.
S"" 46'
3"
270"
3'
12"
11"
12'
5"
,, 15.
9'' 15'
21"
270"
9'
39"
11"
0'
30"
Okt. 9.
7^ 26'
7"
273"
51'
48"
6"
55'
26"
. 10.
711 2'
10"
2740
3'
39"
—
—
—
Nach dem 10. Oktober trat Pallas in den Schweif des Sternhaufens
über V im Ophiuchus, und es war mir nicht möglich, sie wieder aus
diesem zahllosen Gedränge von Sternen herauszufinden. Da wir sie
indessen noch im Oktober nach ihrer westlichen Quadratur, und so nahe
bei ihrer Sonnenferne haben sehen können, so ist nun kein Zweifel,
dass wir sie jedes Jahr erblicken werden. Künftiges Jahr kömmt sie
schon etwas besser zu Gesicht als dieses Jahr.
Gestern habe ich die Bedeckung der Plejaden beobachtet, wegen
zwischenkommender Wolken aber nur folgende Momente bemerken können:
Eintritt der Alcyone & T 24" mittlere Zeit
Austritt der Meroj^e 6^ 26' 50" „ „
Austritt der Alcyone &" 56' 36" „ „
1804
Mittl. Bremer Zeit
Mai 8.
IS*" 50' 0"
Jun. 1.
12'' 4' 50"
„ 3.
11" 53' 25"
Jul. 1.
11" 37' 10"
„ i-
12" 33' 6"
„ 5.
11" 30' 31"
Schciub.
uör
il. Dekliu.
8«
30'
6"
10«
10'
32"
11"
6'
52"
11«
5'
58"
—
—
—
490 Planeten.
Die Eintritte geschahen am hellen, die Austritte am dunkeln Mond-
rande, wovon durch ein kleines Versehen auf der Kupfertafel des Astro-
yiomischen Jahrbuchs das Gegentheil angegeben ist.
Vom 15. Juli 1804.
Die Pallas habe ich dies Jahr, ganz ungewöhnlich früh, schon am
8. Mai bei einer sehr heitern Nacht wieder gefunden. Nachher konnte
ich sie der Witterung und Dämmerung wegen erst am 1. Junius wieder
beobachten. Hier meine bisherigen Beobachtungen:
Scheinbare yR
334° 38' 35"
338° 27' 27"
338° 41' 25"
340° 22' 3"
340" 21' 11"
340" 20' 18"
Herr Dr. Gauss hat aus den drei ersten Beobachtungen die elliptischen
Elemente der Bahn dieses kleinen Planeten wieder verbessert. Die Korrek-
tionen sind grösser ausgefallen, als man erwartet hatte. Immer ivird
es wahrscheinlicher, dass Ceres und Pallas einerlei Umlaufszeit haben.
Die Beobachtungen der Pallas werde ich jetzt nicht fortsetzen.
Sie konnten keinen anderen Zweck haben, als die Ephemeride derselben
zui- künftigen grösseren Bequemlichkeit der Meridian-Beobachtungen zu
korrigiren, und dieser Zweck ist erreicht. Möchten die Astronomen
die Meridian -Beobachtungen dies Jahr recht fleissig und genau an-
stellen und lange genug verfolgen! Dies wäre für die Theorie dieses
kleinen Weltkörpers sehr wichtig.
Heeschel's wichtige und merkwürdige Folgerungen, die er aus
den von ihm beobachteten veränderten Stellungen der Doppelsterne
zieht, werden auch Ihre ganze Aufmerksamkeit erregt haben. Nun
werden doch des guten Chbistian Mayer's ehemals so verlachten Fix-
sterntrabanten gewissermaassen bestätigt.
Bei Gelegenheit der Pa??«6-Beobachtungen habe ich wieder einen
Stern ier Histoire Celeste am Himmel vermisst. Es steht nämlich p. 4i):
2. Faden 3. Faden Al)staud vom Scheitel
£ Pegas^(s 22" 31' 15,6" — 39" 3' 5"
(8. 9. — 22" 31' 43,5" 38" 48' 1") fehlt am Himmel
8. 9. 22" 31' 56,5" — - _ 38" 47' 52" |
Wahrscheinlich sind noch manche kleine Planeten oder Asteroiden i
am Himmel zu finden. i
143. Entdecknug- eines ueuen Wandelsternes [der Jimo]. 491
143. Entdeckung eines neuen Wandelsternes [der Juno].
Aus einem Sclireiben vom 11. September 1804, so den 17. erhalten.
[Astronomisches Jahrbuch für 1807, S. 245 — 247.]
Indem ich Ihnen für die Beobachtungen des Kometen von 1795
und für die wirklich sehr interessanten Bemerkungen über die Eelation
der scheinbaren Bewegungen der Ceres und Pallas gehorsamst danke,
benutze ich zugleich die Gelegenheit, Ihnen etwas über die grosse und
merkwürdige Entdeckung unseres Freundes, des Herrn Inspektor Hak-
ding, des würdigen Gehülfen unseres berühmten Scheötee's, zu sagen.
Diese Entdeckung betrifft nichts Geringeres, als höchst wahi'scheinlich
wieder einen neuen Planeten.
Am 7. September meldete mir Herr Haeding, dass er am 1. Sep-
tember einen Stern 8. Grösse am Bande der Fische bei No. 93 und 98
BoDE in seinen Karten eingetragen, diesen aber bei seiner Revision am
4. September nicht habe wiederfinden können. Hingegen fand er den
4. September einen anderen Stern 8. Grösse weiter südlicher und west-
licher, den er am 1. September nicht bemerkt hatte. Dies erregte Ver-
dacht; mit Ungeduld wurde der folgende Abend erwartet, und nun be-
stätigte sich die Bewegung des Sterns vollkommen. Am .5. und 6. Sep-
tember beobachtete ihn Herr Hahding am Kreismikrometer. Ich fand
den merkwürdigen Wandelstern sofort am 7. September; und die Witte-
rung ist so günstig gewesen, dass ich ihn jeden Abend habe beobachten
können. Hier sind Herrn Haeding's beide und meine folgenden Beob-
achtungen, erstere auch nach meiner Reduktion:
1804
Mittlere
Zeit
Scheinb
yR
Scheinb. südl. De
Sept. .5.
11'' 8'
6"
1° 51'
51"
0» 11' 26"
„ 6.
ll»» 35'
26"
10 44'
21"
0« 24' 8"
„ 7.
10'' 45'
56"
1° 36'
50"
0" 36' 9"
„ 8.
8" 11'
20"
1" 29'
28"
0« 47' 19"
„ 9.
101^ 48'
50"
1° 20'
30"
1° 1' 5"
„ 10.
Si' 15'
6"
1» 12'
55"
1« 11' 55"
Dieser bewegliclie Stern ist, eben wie Ceres und Pallas, ganz ohne
Nebel, und von einem Stern 8. Grösse im Fernrohr gar nicht zu unter-
scheiden. Es hat wohl kaum noch einigen Zweifel, dass dies wieder
ein Planet von eben der Art und Klasse sei, wie Ceres und Pallas, und
höchst wahrscheinlich mit ihnen auf irgend eine Art zusammengehöre,
oder doch ehemals verbunden gewesen sei. Alle drei befinden sich jetzt
in einer Himmelsgegend, der HAKDiNG'sche Planet in der Mitte am
492 Planeten.
Bande der Fische, rechts über ihm Pallas am Halse des Pegasus uud
links unter ihm Ce7-es am Sch^vanz des Wallfisclies. Jetzt ist der
HAKPixü'sche Planet der liclitstärkste unter den dreien. Wie angenehm
mir diese Entdeckung ist, kfinnen Ew. — sich leicht denken, besonders
da ich immer die Auffindung mehrerer solcher Asteroiden als gewiss
vorher gesagt, und die Gegend des Wallfisches, die durch den V der
Fallas auf der Veresbahn bezeichnet wird, als diejenige angegeben habe,
wo man mit dem wahrscheinlichsten Erfolge nach diesen Asteroiden
suchen könne, weil sie alle, meiner Idee nach, diese Gegend passiren
müssen. Der H.\KDiNG'sche Planet scheint also meiner HjT)0these viel-
leicht nicht zu widersprechen: ob er sie bestätigen wird, dies niuss
erst die Berechnung seiner Bahn entscheiden.
144. Ueber die Eutdeckimg der Jimo.
pionatliche Eonespondenz. Bd. X, S. 371—373. Oktober 1801.]
9. September 1804. Wahrscheinlich erhalten Sie mit dieser näm-
lichen Post auch einen Brief vom Inspektor Harding selbst; aber auf
alle Fälle rausste ich Ihnen doch die so wichtige, so grosse Entdeckung
sogleich mittheilen, sie betrittt nämlich nichts Geringeres als die Ent-
deckung noch eines neuen Planeten. Am 2. September bemerkte der
Inspektor Harding, wie er den Himmel revidirte, und mit seinen fin-
den Zodiacus der Ceres und Pallas entworfenen Karten verglich, bei
No. 93 und No. 98 in den Fisclien (nach Boj)e's Sternverzeichniss) eiuen
Stern 8. Grösse, der nicht in La L.vndio's Mstoire Celeste stand. Am
4. September, wie er diesen Stern wieder aufsuelite, war er verschwunden.
aber südlicher und westlicher zeigte sicii wieder ein ähnliclier Stern,
den er am 2. September nicht wahrgenommen hatte ; dies kam ihm ver-
dächtig vor; mit Ungeduld erwartete er den folgenden Abend, und am
5. September hatte der Stern wieder seine Lage geändert. Am ö. und
6. September beobachtete er diesen Wanderer am Kreis-]\Iikrometer;
am 7. September gab er mir Nachricht von seinem wichtigen Funde.
und an diesem Tage und am 8. September hatte auch icl\ das Ver-
gnügen, diesen neuen Planeten zu beobachten. Hier sind unsere bis-
herigen Beobachtungen, die ersten beiden von Hakding, aber von iiiii'
reducirt, weil der Inspektor wegen eines Druckfehlers in La Landks
Hhtoire Celeste, den ich erst durch eine Beobachtung fand, den Stern,
mit dem er seinen Planeten verglich, unrichtig bestimmt hatte.
144. üeber die Entdeckuns- der Juno.
493
Mittl. Lilien-
Scheiub. gerade
Sclieinb. slidl.
1804.
thaler Zeit
Aiifsteig-.
Abweich.
Sept. 5.
11" 12' 45"
1" 51' 51"
0« 11' 26"
„ 6.
11» 26' 48"
10 44' 21"
-0» 24' 8"
Mittl. Bremer
Scheinb. gerade
Scheiub. südl.
1804.
Zeit
Aufsteig.
Abweich.
Sept. 7.
10" 45' 56"
1° 36' 50" ■
0» 36' 9"
„ 8.
8" 11' 20"
1" 29' 28"
0» 47' 19"
Der HAEDiNG'sche Planet (immer möchte ich ihn schon so nennen)
erscheint ganz wie Ceres und Pallas, als ein Stern 8. oder 9. Grösse,
ohne allen Nebel, von weissem, hellen Lichte; im ISfüssigeu Teleskop gab
er eben den Anblick, wie jene kleine Planeten, mit denen er höchst wahi'-
scheinlich sehr nahe verwandt ist. Er ist jetzt der hellste unter ihnen, wenn
nicht etwa Ceres nur wegen ihres niedrigen Standes dunkler erscheint.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. X, S. 4G8-469. Novemher 1804.]
Die ganze Lage der Junohalm hat nichts, was nicht mit meiner
Hj'pothese (die ich übrigens auch noch für weiter nichts als eine Hji^o-
these ausgeben will) zu vereinigen wäre; ihre Knoten mit der Ceres-
bahn fallen jetzt etwa 24 Grade von dem Knoten der Pallasbahn ; allein
bei den schon so verschiedenen Neigungen dieser Bahnen müssen sich
die Knoten durch die anziehende Kraft des Jupiters ungleichförmig ver-
rücken. Jetzt liegt die Juuobahn beim niedersteigenden Knoten auf
der Ceresbahn, bei der die Pallasbahn dieser so nahe ist, weit inner-
halb der Ceresbahn; aber da die Aphelien aller dieser Bahnen eine ganz
andere Bewegung haben, als die Knoten, die Lagen der Apsidenlinien
gegen die Knoten sich also immer verändern, und da diese Bahnen fast
gleich grosse Axen, aber sehr ungleiche Excentricitäten haben, so
folgt, dass sich diese Bahnen zu gewissen Zeiten wirklich schneiden
werden, und auch in ehemaligen Zeiten wirklich geschnitten haben.
Nehme ich z. B. die von Okiani bestimmte jährliche Verrückung der
Aphelien für die Pallas 106,1" und für die Ceres 120,9" an, und setze
die Knoten als siderisch ruhend und die Neigungen unveränderlich, so
folgt, dass sich die Bahnen der Ceres und Pallas beim niedersteigenden
Knoten der Pallas auf der Ceresbahn vor 7463 Jahren wirklich geschnit-
ten und nach 282 Jahren wieder schneiden werden; beim aufsteigenden
Knoten wird ein solcher Durchschnitt in 925 Jahren erfolgen, imd so
wird, wie jetzt die Pallasbahn in beiden Knoten innerhalb der Ceresbahn
liegt, nach 1000 Jahren die Ceresbahn innerhalb der Pallasbahn liegen.
Doch können diese Betrachtungen zu nichts Entscheidendem führen,
bis die Perturbationen aller drei Bahnen völlig entwickelt sein werden.
494 Planeten.
145. Beobaclitimgeu der Jiuio mul Pallas, Bemerkimgcu über
die neuen Planeten.
Aus verschiedenen Briefen.
[Astronomisches Jahrbuch für 180S. S. 179— 1S2.]
Vom 2. November 1804.
Für Ihre J»«o-Beobachtungen (den Namen Juno hat Herr Harding
für seinen Planeten gewählt) danke ich recht sehr. Meine sämmtlichen
Beobachtungen folgen nachher.
Als Zeichen für die Juno ist ihr mit einem Stern gekrönter
Scepter f von mii' vorgeschlagen worden, und hat den Beifall des Ent-
deckers und mehrerer anderer Astronomen erhalten. Dies Zeichen macht
sich leicht, es nimmt sich in der Reihe der übrigen gut aus, und ist
keiner Verwechselung mit irgend einem anderen bisher gebrauchten
unterworfen.
Juno ist übrigens höchst wahrscheinlich die kleinste unter den
drei bekannten Asteroiden. Wäre sie so gross wie Ceres, so hätte sie
nach ihrer Lage gegen Erde und Sonne im September fünf Mal mehr
Lichtstärke haben müssen, als Ceres zu derselben Zeit. Allein sie war
nur um ein sehr weniges lichtstärker, als die noch überdem niedriger
stehende Ceres. Ich lolgere daraus, dass sie nur etwa halb so gross
im Durchmesser ist als Ceres. — Den Durchmesser der Pallas habe ich
sonst, aus ähnlichen [ihotometrischen Vergleichungen, auf 5 des Durch-
messers der Ceres geschätzt. Die mittlere Bewegung der Juno findet
Dr. Gauss, wie Ihnen bekannt sein wird, geschwinder, als die der beiden
übrigen Asteroiden. Auch seine letzten Elemente werden indessen noch
eine nicht unbeträchtliche Korrektion zu leiden haben.
Daraus, dass die grossen Axen der Bahnen dieser Asteroiden fast
gleich, ihre Excentricitäten aber sehr ungleich sind, und sich die Aphelien
immer gegen den Knoten verrücken, folgt, dass sich diese Bahnen zu
gewissen Zeiten wirklich schneiden, und auch ehemals geschnitten haben.
Jetzt zum Beispiel, kommt die Pallasbahn der Ceresbahn beim tS der
ersteren auf die letztere von Jahr zu Jahr näher, und wird sie, wenn
ich Ohiani's Sekularbewegung der Aphelien annehme, und die Knoten
als tropisch ruhend betrachte, in 282 Jahren wirklich schneiden. In
etwa 8500 Jahren finde ich wenigstens drei solcher Durchschnitte.
Die Ankiinrligung Ihres astronomischen Preises werde ich möglichst
zu verbreiten suchen.
145. Beobachtungen der Juuu u. Pallas, Bemeikuug-en über die neuen Planeten. 495
Beobachtung'eii der Jimo zu Bremen:
1S04:
Mittl. Bremer Zeit
Scheinb
.it
Scheinb. slidl. Deklin.
Sept. 7.
lOh 37'
21"
1«
36'
56"
0»
36'
9"
„ 8.
8" 11'
20"
1»
29'
37"
0»
47'
19"
,. 9.
10" 48'
50"
1"
20'
38"
1»
0'
50"
„ 10.
8" 15'
6"
1«
13'
4"
1»
11'
56"
„ 11.
lOi- 34'
3"
10
3'
24"
1»
25'
41"
„ 12.
11'' 18'
32"
0«
54'
5"
1»
39'
4"
., 13.
8'' 54'
0"
0"
46'
3"
1»
50'
50"
„ 14.
8" 24'
44"
0«
37'
7"
—
—
—
„ 15.
10" 54'
28"
0«
26'
40"
2»
18'
5"
„ 17.
10" 23'
9"
0°
7'
25": :
2»
44'
32"::
n 18.
8" 38'
17"
359°
58'
47"
2»
56'
51"
„ 21.
8" 30'
54"
3590
28'
52"
3»
36'
54"
„ 23.
13" 25'
57"
3590
6'
18"
4»
6'
37"
„ 24.
8" 27'
37"
358"
58'
14"
40
17'
2"
„ 25.
8" 41'
38"
358°
48'
13"
40
30'
54"
„ 27.
9" 35'
1"
358»
27'
33"
40
57'
32"
. 28.
8" 13'
44"
358«
18'
13"
5»
10'
4"
„ 30.
8" 3'
19"
3570
58'
31"
5»
36'
2"
Okt. 3.
7" 43'
0"
357»
29'
48"
6»
13'
57"
„ 6.
9" 59'
47"
3570
1'
58"
6»
51'
31"
„ 7.
11" 41'
29"
356»
52'
52"
7»
4'
21"
„ 9.
8" 1'
38"
356»
37'
41"
70
25'
10"
„ 23.
7" 32'
43"
355»
19'
36"
9»
35'
6"
„ 24.
7" 8'
31"
355»
16'
56"
9»
42'
26"
„ 27.
9" 9'
20"
355»
11'
8"
10»
2'
6"
„ 30.
8" 11'
57"
355»
9'
43"
10»
18'
18"
Hier auch meine beiden letzten Beobachtungen der Pallas:
1804 Mittl. Bremer Zeit Scheinb. At Scheinb. südl. Deklin.
Okt. 23. 7" 9' 36" 327» 30' 49" 5» 28' 57"
,. 24. 6" 39' 36" 327» 32' 34" 5» 37' 23"
Vom 1. Januar 1805.
Die merkwürdige Konjunktion der Juno und Ceres im Dezember
wird wahrscheinlich auch Ihre Aufmerksamkeit auf sich gezogen haben.
Am 21. Dezember war es trübe. Allein am 20. und 22. Dezember habe
ich beide kleine Planeten zugleich im Felde des Fernrohrs sehr genau
mit einander vergleichen können. Die Farbe ihres Lichts war ganz
gleich, aber Ceres merklich lichtstärker. Nimmt man an, dass die Albedo
dieser drei neuen Planeten gleich sei, oder dass die Oberfläche von allen
496 Planeten.
di-eien das Sonnenlicht gleich gut ziu'ückwirft, so wird das Terhältniss
ihrer Durchmesser sehr nahe folgendes sein:
Durchmesser der Ceres = 1,00, der Pallas = 0,74, der Juno == 0,4:~!.
Es bleibt wirklich zweifelhaft, ob wir die Juno in dem Theil ihrer
Bahn, worin diese am weitesten von der Sonne liegt, noch werden
sehen können.
Ich habe diese Zeit hauptsächlich die Pallas beobachtet, weil ich
fürchtete, dass diese, wegen ihres jetzt so geringen Lichts, und schwie-
riger Beobachtung von den Astronomen möchte vernachlässigt werden.
Hier meine Beobachtuno-en:
1804
Jlittl. Brtmer Zeit
Schembare
yR
Scheinb. siidl. Deklin
Nov. 20.
S»- 21' 20"
330" 7'
0"
8" 22' 52"
.. 25.
5" 49' 26"
330« 55'
47"
8" 40' 26"
,. 27.
5" 54' 59"
331" 17'
22"
8" 46' 27"
Dec. 2.
6" 56' 36"
332" 15'
20"
8» 58' 52"
„ 30.
6" 31' 30"
339° 1'
44"
9" 9' 14"
„ 31.
S»- 47' 24"
339» 17'
56"
90 g' 4"
In den beiden letzten Beobachtungen liabe ich die Pallas mit No. 232
Aquarii nach Ihrem Verzeiclmiss verglichen. Sie schreiben den Stern
PiAzzi zu; allein Piazzi hat ihn in seinem grossen Katalog nicht auf-
genommen.
Vom 7. Mai 1805.
Von der Jmwo hole ich hier noch meine letzten Beobachtungen nach:
1805 Mittl. Bremer Zeit Scheinbare yR Scheinb. Deklination
15° 15' 35" 4« 17' 39" S.
15« 40' 39" 4" 6' 40" ,.
16" 5' 45" —
16" 31' 43" —
21" 26' 31" —
22" 19' 58" 1" 23' 35" „
22" 20' 12" —
30" 27' 11" 1" 47' 39" N.
Bei den Beobachtungen vom 3. und 2(). Februar habe icii mir be-
sondere Mülie gegeben. Letztere gi-ündet sich auf zehn sehr gut uuter
einander stimmende Vergleichungen mit einem Stern der Histoire Celeste,
dessen Stelle durch PiAzzi'sche Sterne. reducirt wurde, und der sehr gut
beobachtet scheint. Herr Dr. Gauss hat auch am 20. Februar die Juno
oft mit demselben Stern verglichen. Unsere beiden Beol)achtungen
Jan.
18.
7'' 6'
32"
)i
19.
e"- 47'
0"
V
20.
6" 15'
30"
5?
21.
C' 31'
55"
Febr
. 1.
8" 16'
4"
77
3.
6^ 41'
8"
n
3.
6" 55'
41"
n
20.
7" 10'
146. Entdeckung eines vierten nenen Planeten zwischen Mars und Jupiter. 497
stimmen in der ßektascension vollkommen überein, in der Deklination
weichen wir etwa 13" von einander ab.
Anliegend sende ich eine Abhandlung meines jungen Freundes, des
Herrn Bessel, über den Kometen von 1618. Es wäre schade, wenn
diese mühsame Arbeit über einen so grossen und merkwürdigen Kometen
nicht gedruckt werden .sollte, die gewiss der Nachwelt, wenn dieser
Komet einst wiederkehren wird, sehr wichtig sein muss.
146. Entdeckung und Beol)ac]itimg eines vierten neuen
Planeten zwisclien Mars und Jupiter.
Aus verschiedenen Briefen.
[Astronomisches Jahrbuch für 1810, S. 194—201.]
Vom 3. April 1807.
Mit dem grössten Vergnügen eile ich, Ihnen, mein theuerster
verehrungswürdigster Freund! anzuzeigen, dass ich so glücklich gewesen
bin, am 29. März abermals einen neuen Planeten, von der Familie der
Asteroiden, zu entdecken. Diesmal war die Entdeckung eigentlich kein
Zufall, und hätten Witterung und Mondschein es nicht verhindert, so
würde ich diesen Mitbürger unseres Sonnensystems wenigstens schon
14 Tage früher aufgefunden haben. Nach meiner Hypothese über diese
Asteroiden nämlich — deren Wahrheit oder Falschheit ich übrigens
dahin gestellt sein lasse, und die ich nur dazu benutze, wozu Hypo-
thesen nur überhaupt nützlich sein können, nämlich uns zu und bei
Beobachtungen zu leiten — habe ich, wie Ihnen bekannt ist, gefolgert,
dass alle Asteroiden, deren es noch sehr viele geben mag, den nord-
westlichen Theil des Gestirns der .Jungfrau und den westlichen Theil
des Gestirns des Wallfisches passiren müssen. Regelmässig durch-
mustere ich also, jeden Monat einmal, einen mir mit allen seinen
Sternen sehr bekannt gewordenen Theil desjenigen dieser beiden Gestirne,
das gerade seiner Opposition am nächsten ist. Als ich am 29. März
Abends bald nach 8 Uhr eine solche Durchmusterung des nördlichen
Flügels der Jungfrau vornahm, fiel mir sogleich ein unbekannter heller
Stern, wenigstens von der 6. Grösse, westlich von No. 223 Ihres Verzeich-
nisses und No. 20 np Flamsteed auf, den ich ohne Bedenken augenblick-
lich für einen neuen Planeten hielt. Unerachtet der schlechten Witterung
dieses Abends bestätigten doch zwei Beobachtungen, die ich zwischen
den Wolken erhaschte, und welche die rückläufige Bewegung des
Olhers 1 32
1S07
Ml
ttl. Bremer Zei
März
29.
8^ 21'
20"
;?
29.
10" 31'
16"
n
30.
S" 34'
53"
)?
30.
8" 44'
8"
30.
12'' 33'
17"
April
1.
9'' .50'
0"
11
2.
8" 21'
1"
498 Planeten.
Fremdlings zeigten, meine Vermnthung. Die folgenden Abende hat
der Planet seine regelmässige Bewegung fortgesetzt, wie Sie aus
folgenden Beobachtungen selien werden:
Scheinbare -^ Solieinli. nördl. Dekliu.
184« 8' 52" _ _ _
184" 7' 47" 11" 47' 47"
183« 54' 53" — _ _
183« 54' 42" 11° 53' 11"
183« 52' 37" 11« 54' 27"
183« 26' 59" 12« 4' 52"
183« 14' 14" 12« 9' 47"
Der neue Planet, der seine Opiiosition schon passirt ist, und dessen
Licht also abnimmt, ist heller als No. 20 H]', und etwas weniges licht-
schwächer als t 111', und bei heiterer Luft mit blossen Augen eben zu
erkennen. Es würde zu gewagt sein, daraus zu folgern, dass er grösser als
Ceres sei; wahrscheinlich hat er seine grössere Lichtstärke nur seiner
grösseren Erd- und Sonnennähe zu verdanken. Mit mehrerer Gewiss-
heit kann man aus seiner äusserst langsam abnehmenden Breite folgern,
dass seine Neigung gegen die Ekliptik kleiner sein wird, als die der
Ceresbahn, und dass der ft in den Anfang des 6> fällt. Gewiss hofie
ich, dass man von diesem doch also wenigstens zu Zeiten so augen-
fälligen Asteroiden unter den vermissten Sternen von Flamsteed,
Mayek, La Caille, Piazzi oder La Lande eine oder mehrere ältere
Beobachtungen auffinden wird.
Ich ersuche Sie, sowohl der Königlichen Akademie, als auch besonders
unserer verehrten naturforschenden Gesellschaft diese Entdeckung in
meinem Namen gefälligst anzuzeigen.
Weder ich in meinem schönen Dollond, noch selbst Herr .Tustizrath
SrHRöTEE und Herr Beksel im I3fü.ssigen und ITifüssigen Teleskop,
können irgend einen Unterschied im äusseren Ansehen von einem
gewöhnlichen Fixstern an diesem Asteroiden bemerken. Er hat etwas
röthliches, sehr helles Licht, zeigt durchaus keine Scheibe und keiinMi
Nebel.
Vom Iti. April 1807.
Wie mein Brief vom 3. so lanjre hat unterwegs sein können, begreife
ich nicht recht. Mit Vergnügen theile ich Ihnen meine ferneren Beob-
achtungen des neuen Planeten, der Vesta mit. Diesen Namen hat der
rianet von unserm Dr. Gauss erhalten. Ich bat diesen unvergleichlichen
Mathematiker, der sich so grosse Verdienste um die Asteroiden erworben
hat, l'athenstelle bei meinem neuen Planeten zu vertreten, und Namen
146. Entdeckuno; eines vierten neuen Planeten zwischen Mars und Jupiter. 499
und Zeichen für ihn zu bestimmen. Der Name Vesta scheint mir sehr
glücklich gewählt. Sie, auch eine Tochter des Saturnus, und Schwester
der Juno und Ceres, war die Schutzgöttin der reinen Sitten, der makel-
losen Tugend und des häuslichen Glücks. Als Zeichen der Vesta wird
das auf ihrem Altar brennende heilige Feuer, so ^ symbolisch darge-
stellt dienen. Ich bitte Sie recht sehr, diesen Namen und dies Zeichen
gefälligst aufzunehmen und durch Ihre Autorität mit in Umlauf bringen
zu helfen.
Am 1. April war Vesta merklich lichtschwächer als t, oder 12 np.
Nun entfernt sie sich jetzt von der Erde und muss also an Lichtstärke
abnehmen. Aber am 12. und 14. April habe ich sie eben so hell
gefunden, als t ^^\\ — Sollte nicht dieser Fixstern veränderlich sein?
— Noch immer erkennt man die Vesta bei recht heiterer Luft mit
blossen Augen.
Allerdings sind schon mehrere vermisste Sterne der Histoire Celeste
und des FLAirsTEED'schen Verzeichnisses in Verdacht; vom letzteren
besonders No. 100 Tauri und No. 91 np (wenn letzterer Stern nicht
durch eine am 13. Mai 1803 unrichtig beobachtete uR aus No. 92 n)'
entstanden ist). Auch No. 58 Ceti wird in Untersuchung genommen
werden, sobald die Bahn erst etwas genau bekannt ist.
1807 Mittl. Bremer Zeit Scheint. yR der Yesta Sclieinb. uördl. Dekl.
April 3.
8» 16'
49"
183° 0'
57"
12» 14'
40"
„ 4.
9" 9'
43"
1820 47'
17"
12« 19'
45"
„ 8.
8^ 21'
37"
181" 56'
43"
12« 35'
58"
„ 9.
Si- 30'
46"
1810 44'
17"
12« 39'
14"
„ 12.
8» 27'
20"
181« 9'
34"
12" 48'
16"
„ 14.
8" 19'
51"
180° 47'
58"
12" 52'
48"
Vom 1. Mai 1807.
Hier folgen meine ferneren Beobachtungen der Vesta:
1807 Mittl. Bremer Zeit Scheinb. uR Scheinb. nördl. Deklin.
April 17. 8» 12' 35" 180" 17' 27" 12° 57' 16"
„ 23. 8'' 30' 52" 1790 26' 41" 12» 59' 21"
„ 25. 8" 44' 38" 179° 12' 49": 12" 58' 6"
„ 26. 8" 46' 4" 1790 6' 48" 12" 56' 51"
„ 27. ll»" 18' 35" 179° 0' 11": 12« 55' 21"
„ 28. 11" 34' 20" 178«" 54' 59" 12» 53' 51"
Kaum hatte Herr Dr. Gauss meine Beobachtung vom 17. erhalten,
so bestimmte dieser bewundernswürdige Rechner in 10 Stunden nicht nur
die ersten elliptischen Elemente der Vestabahn, sondern verglich diese
Elemente auch mit allen ihm bisher bekannt gewordenen Beobachtungen,
32*
500 Planeten.
denen sie sich so genau als möglich anschmiegen. Diese Elemente
sind folgende:
Epoche d. Länge 1807 März 29. 12'' mittl. Bremer Zeit = 193" 8' 4,6"
Sonnenferne (tropisch ruhend) = 69° T 41"
Tägliche mittlere tropische Bewegung = 978,909"
Excentricität = 0,097 505 2
Log. der halben grossen Axe = 0,372 842 8
ft (tropisch ruhend) = 103» 8' 36"
Neigung der Bahn = 7» 5' 49,5"
Auch noch mit meinen letzten Beobachtungen vom 27. und 28.
stimmen diese Elemente bis auf wenige Sekunden überein, dass eigentlich
noch keine Verbesserung möglich ist. Für Ihre mir mitgetheilte Meridian-
Beobachtung A'om 13. geben sie in ^i? + 11)3", in der Deklin. — 1,5".
Die Bahn der Ves^ta scheint also den Bahnen der älteren Planeten
am mehrsten ähnlich zu sein. Bei ihrer massigen Excentricität und
Neigung wird sie sowohl in jeder Opposition in beträchtlicher Licht-
stärke sichtbar sein, als sich auch nie weit vom Thierkreise ent-
fernen, und dies vermehrt unsere Hoffnung, unter den altern Fixstern-
Beobachtungen die Vesta anzutreffen. Ob es sich bestätigen wird, dass
ihre Umlaufszeit so viel kürzer und ihr mittlerer Abstand von der
Sonne so viel kleiner sei, als bei den übrigen Asteroiden, müssen erst
fernere auf einem grösseren Bogen ihrer Bahn gegründete Rechnungen
entscheiden. Die fast gleiche ümlaufszeit der Ceres und Pallas ist walir-
scheiulich nur etwas Zufälliges.
Vom 27. Mai 1807.
Ich danke Ihnen aufs Verpflichtetste für die schöne Reihe von
Meridian-Beobachtungen der Vesta, mein theurer Freund! die Sie mir
zu schicken die Güte gehabt haben. Die Bahnbestimmung No. II der-
selben von unserem vortrefflichen Gauss wird dieser Ihnen selbst geschickt
haben. Hier eine sehr damit übereinkommende vom Herru Dr. Huhck-
HAKI1T aus Paris, auf J^eobachtungen l)is zum 15. Mai gegründet, die
er selbst angestellt hat:
Mittlere Anomalie den 14. April lO"» 34' 35,6" = 10» 6" 48' 1"
ft = 103" 19' 40"
Inklination = 7" 7' 30" i
IVrihelium = 250" 20' 0" '
Log. der halben grossen Axe = 0,373000 '
Halbe grosse Axe = 2,36
Excentricität = 0,093221
146. Entdeckung eines vierten neuen Planeten zwischen Mars und Jupiter. 501
Schon am 27. April hatte Herr Burckhardt dem National-Institut
eine genäherte Bahnbestimmung vorgelegt.
In Paris hat man, wie es scheint, den 14. April angefangen, die
Vesta zu beobachten. — In London wurde sie erst am 25. April vom
Herrn Stephan Gkokmbridge aufgefunden und beobachtet. Dr. Mas-
KELTNE beobachtete sie zuerst am 27. April. — In Wien und Prag
wird sie gleichfalls beobachtet. Aus Italien habe ich noch keine
Nachricht.
Hier die Folge meiner Beobachtungen vom Mai:
1807 Mittl. Bremer Zeit Scheinbare yß Scheinb. nördl. Deklia.
Mai 1. 11" 23' 35" 178» 41' 25" 12« 47' 52":
178" 29' 57" 12° 35' 53"
178» 29' 50" 12" 35' 31"
1780 28' 9" 12" 32' 23"
178" 25' 49" 12" 24' 31"
178" 44' 3" 11" 28' 11"
178" 57' 47": _ _ _
179" 3' 17" 11" 1' 6"
179" 9' 12" 10" 53' 45"
179" 15' 5" 10" 47' 0"
179" 15' 13" 10" 46' 49"
179" 21' 31" 10" 39' 45"
Meine Hoffnung, eine Beobachtung der Vesta unter den vermissten
FLAMSTEBD'schen Sternen anzutreffen, hat sich sehr verringert. Bei
58 Ceti, 100 Tauri und 91 H]' war die Breite zu gross, bei 25 Ophiuchi zu
klein, als dass Vesta diese jetzt vermissten Sterne hätte vorstellen können.
N. S. Herr BtrRCKHARDT ist zum Mitgliede des Bureau des longi-
tudes und Herr De Lambre zum Lehrer am College de France an des
verewigten La Lande Stelle ernannt worden.
Vom 24. Juli 1807.
Hiermit habe ich das Vergnügen, Ihnen meine letzten Beobachtungen
der Vesta zu übersenden:
Scheinb. nördl. Deklin.
9" 44' 18"
9" 10' 28"
7" 47' 29"
7
Mittl. Bremer Zeit
1.
11" 23'
35"
5.
g" 4'
36"
5.
11" 33'
55"
6.
9" 16'
10"
8.
9" 18'
20"
19.
11" 28'
15"
22.
10" 23'
12"
23.
10" 52'
10"
24.
11" 28'
23"
25.
10" 29'
53"
25.
10" 53'
31"
26.
10" 45'
20"
1807
Mittl. Bremer Zeit
Scheinbare
jU
Mai 31.
11" 32' 54"
180" 0'
3"
Juni 2.
12" 19' 7"
180" 18'
5"
„ 6.
11" 1' 55"
180" 57'
5"
„ 8.
10" 58' 43"
181" 18'
42"
„ 10.
10" 53' 29"
181" 41'
43"
„ 12.
11" 43' 12"
182" 6'
10"
„ 15.
11" 9' 36"
182" 44'
16"
502 Planeten.
1807 Mittl. Bremer Zeit Scheinbare-^ Scheiub. nördl. Deklin.
.Tuui 18. IP 17' 45" 183« 25' 11" — _ _
„ 19. IP 1' 42" 183« 39' 26" 7« 7' 41"
., 30. IP 3' 35" 186" 31' 0" _ _ _
.luli 1. 10" 50' 27" 186" 48' 5" 5» 1' 13"
„ 2. 10" 57' 31" 187" 5' 28" 4« 50' 15"
,, 5. 11" 4' 2" 1870 5g' 37" _ _ _
„ 6. 10" 47' 20" 188» 16' 11" 4" 5' 53"
„ 8. 10" 32' 15" 188« 52' 49" _ _ _
Mit dem 8. Juli habe ich diese Beobachtungen geschlossen, die
durch die uiedere Lage des Planeten, Mondschein und nächtliche
Dämmerung immer mehr erschwert wurden. Auch noch am 8. Juli
übertraf die Vesta Sterne 8. Grösse an Lichtstärke.
Bei den letzten Beobachtungen vom 30. Juni an war unser unver-
gleichlicher Gauss gegenwärtig, der mich mit seinem Besuche erfreut
hat, und mit dem ich auch einige Tage in Lilienthal gewesen bin. Am
15. Julius hat dieser liebe Freund uns schon wieder verlassen.
Bald werden wir nun die dritten Elemente der \'eda erhalten. Noch
bei den letzten Beobachtungen weichen die zweiten Elemente nur wenig
ab, geben die yli etwa 50" zu gross, die Deklination 20" zu klein.
Diese zweiten P^lemente werden also nur sehr kleine Korrektionen
erleiden. — Gleich nach Berechnung der dritten Elemente werden wir
genauer untersuchen, ob die Vesta nicht in der Histoire Celeste voi'-
kommt. Nach den zweiten Elementen stand sie am 25. März 1796 iu
der damals observii'ten Zone, icli weiss aber noch nicht, ob sie mit
beobachtet ist, da der Theil dieser Zone, in welcher sie sich befinden
konnte. Jetzt unter den Sonnenstrahlen verborgen ist. Jetzt habe ich
die Fallcui wieder aufgesucht und zu beobachten angefangen. Sie ist
sehr klein, etwa 10. Grösse. Ich fand:
1807 Jul. 22. 11" 49' 50", yß=226« 21' 43", Deklin. = 20" 42' 42".
Mit vielem Bedauern höre ich, dass wir dieses Jahr den versprochenen
vierten Sujiplement-Band noch nicht erhalten weiden.
147. Heber den Namen der Vesta.
[Monalliclie Korrespondenz. Bd. XV, S. .'lOT. Mai IRO?.)
„Sobald ich mit einiger Gewissheit glauben konnte," schreibt uns
Dr. OiiBEKs unterm 22. April, „wirklich der erste Entdecker dieses
148. Ueber die Bedeckung des Jupiters im Jahre 755. 503
neuen Planeten zu sein, bat ich unsern unvergleichlichen Gauss, der
sich so ausnehmende Verdienste um alle diese kleinen Planeten erworben
hat, ihm Namen und Zeichen zu bestimmen. Dr. Gauss hat meine
Bitte erfüllt. „Sie legen mir, antwortete er, die Ehre, bei Ihrem Planeten
Pathenstelle zu vertreten, so dringend an's Herz, dass ich mich der-
selben nicht entziehen kann, so wenig ich auch Anspruch darauf habe.
Es sei also darum ; ich weiss dem Planeten keinen schöneren Namen zu
geben, als den der Göttin, die die Völker der alten Zeit zur Schutz-
göttin der reinen Sitten, der makellosen Tugend und des häuslichen
Glückes machten. Finden Sie also meine Wahl nicht unschicklich, so
heisse Ihr Töchterchen: Vesta!'' Ich finde diesen Namen sehr glücklich
gewählt. Als Zeichen hat Herr Dr. Gauss die symbolische Vorstellung
des auf dem Altar der Göttin brennenden heiligen Feuers q bestimmt,
und auch dies scheint mir in aller Absicht seinem Endzweck zu ent-
sprechen."
148. Uelter eine merkwürdige astronomische Eutdeckung des
Oberamtmaiuis Schröter und die Bedeckimg des Jupiters im
Jahi'e 755.
Aus zwei Schreiben.
[Moniltliche Korrespondenz. Bd. I, S. 574—578. Junins 1800.]
Bremen, den 18. Januar und 5. April 1800.
Ich eile, Ihnen aus einem soeben erhaltenen Briefe des Oberamt-
manns Schröter folgende interessante astronomische Neuigkeit mitzu-
theilen. „Ich habe die Ehre, Ihnen zu melden," schreibt dieser vortreff-
liche Beobachter, „dass aus meinen neuesten Beobachtungen mit der
dringendsten, an Evidenz grenzenden Wahrscheinlichkeit, oder eigent-
lich mit wirklicher Gewissheit folgte: 1. Dass Merkur, so wie unsere Erde,
sich in 24'' 0' um seine Axe drehe, wobei höchstens noch einige Minuten
ungewiss sind. 2. Dass sein Naturbau dem der Venus, sowohl in An-
sehung der Atmosphäre, als des Körpers selbst vollkommen ähnlich sei.
3. Dass auch dieser Planet seine höchsten Gebirge in der südlichen
Halbkugel habe, so wie unsere Erde, der Mond und Venus. 4. Dass das
Verhältniss der Höhe seiner höchsten Gebirge zu seinem DiU'chmesser
eher noch etwas grösser sei, als das der Gebirgshöhen der Venus und
des Mondes."
50-i Planeten.
Der unermüdete, scharfsichtige und glückliche Scht!ötek fand näm-
lich am 26. März 1800 um 7 Uhr Abends das südliche Hörn des Merliurs
abgerundet, fast noch stärker, als ehemals bei der Venus; das nördliche
aber mit einer hervortretenden scharfen Spitze. Diese Erscheinung
kehrte genau nach 24 Stunden wieder, ja sie entstand gleichsam während
der Beobachtung unter seinen Augen. Er beobachtete zugleich den
Merkur im Meridian und fand hier beide Hörner spitzig. Er wird
diese Beobachtungen fortsetzen, fürchtet aber vom Klima und von der
Witterung viele Hindernisse.
Ihr Aufsatz über die Bedeckung des Planeten Venus im November-
Stück Ihrer Allgemeinen geographischen Ephemeriden, 1799, p. 467 hat
mir viel Vergnügen gemacht. Erlauben Sie mir indessen, eine Kleinig-
keit dabei zu bemerken. Sie legen (S. 471) Lambert die Ehre bei,
dass er bei der Mondfinsterniss von 755 den 23. November zuerst statt
des Stierauges glücklich auf den Jupiter gerathen habe. Schtjlze sagt
auch, L.vMBERT habe ihn zu der Untersuchung veranlasst, und im
2. Bande der Berliner astronomischen Tafeln, S. 127, sagt Lambert :
Steütck habe diese Finsterniss aus dem Calvisius nicht mitgenommen,
weil er sie vielleicht, da der verfinsterte Mond den Aldebaran nicht
bedecken konnte, als zweifelhaft angesehen habe. — Allein gewiss hat
Lambert nie Steutck selbst gelesen und die Tafel der Finsternisse
nur aus Ferguson genommen. Der brave Steutck hatte die Unter-
suchung längst und glücklich angestellt. Hier ist, was er Inlciding tot
de algemeene Geographie henevens eenige SterreJcundige en andere Vei-
handelingen. Amst. 1740. S. 118 sagt, in getreuer, doch abgekürzter
Uebersetzung:
„Im Jahr 756, VIII (IX) Kalend. Decemb. ward der Mond mit
einer rothen blutigen Farbe überzogen und lief über den nächsten
glänzenden Stern, so dass dieser Stern nach der Verfinsterung so weit
an der einen Seite von dem Monde stand, als er vor der Verfinsterung
an der anderen Seite war. Simeon Dunelm, Histor., p. 105. Roger de
Hmved. fol. 231.
Diese Mondfinsterniss finde ich 755 den 23. November, den Voll-
mond nach Londoner Zeit Abends 6'' 32' 59", die Länge des Mondes
in der Ekliptik = 2' 5» I' 52", den Anfang zu London 4'' 40' 59", An-
fang der totalen Verfinsterung 5'- 51' 18", das Mittel 6'> 84' 19", An-
fang des Austritts 7'' 17' 20", Ende der Finsterniss 8'" 27' 39". Um die
Zeit des Vollmondes finde ich zu London die scheinbare Länge des Mondes
= 2^ 5'> 27' 17", die scheinbare Breite =- 57' 55" südlich; eine halbe
Stunde früher finde ich zu London die scheinbare Länge = 2"^ 5" 13' 24",
die scheinbare Breite = 59' 24" südlich. Da ich an diesen Orten keinen
hellen Fixstern am Himmel finde, so kam es mir in Gedanken, ob es
149. Bedeckung des Uranus vom Monde am 6. August 1824. 505
nicht vielleicht der Planet Jupiter gewesen sein möchte, den der ver-
finsterte Mond hedecMe. Ich habe deswegen den Ort des Planeten aus
Whiston s Tafeln für die Zeit des Vollmonds berechnet und finde, ohne
einige Verbesserung anzubringen, die geocentrische Länge = 2^ 5" 29' 52",
die südliche geocentrische Breite = 43' 37" (den Ort des Knotens durch
die alten Beobachtungen verbessert), mithin den Eintritt zu London
um &" 30', den Austritt um 6'' 57'. — Calvisius zeigt aus Boger van
Howeden an, dass in der Mondfinsterniss von 755 den 23. November
der Mond über den Stern lief, den man das Ochsenauge nennt. Durch
seine Rechnung fand er den Mond 11" von diesem Stern. Er beschuldigt
den Schriftsteller mit Unrecht, als ob ei' unrichtig erzählt habe. Im
Text ist die Rede von einem glänzenden Stern, aber gar nicht vom
Stierauge. Dies sind die eigentlichen Worte: Nani mirabiliter ipsam
lunam, sequente liicida Stella et pertranseunte, tanto spatio eam antece-
debat illuminatam, quanto sequebatur, antequam esset obscurata. Die-
selben Worte hat auch Siüon, der Mönch von Durham. — Nur das
Jahr 756 muss bei beiden verbessert werden."
So weit STBTnrcK, den ich ungemein schätze, und dem ich auch bei
Ihnen gern die kleine Ehre, diese alte Jupiters-Bedeckung zuerst aus-
gemittelt zu haben, vindiciren wollte.
Die grösste Kälte hatten wir hier in der Nacht vom 29. auf den
30. December. Den 29. Abends um 11 Uhr und den 30. Morgens um
7 Uhr zeigten meine Thermometer — 18^" REAUinjE oder — 9" nach
Fäheenheit. Es sind drei Thermometer dabei gebraucht: eins von
KiiNDWOETH und ein englisches verglich einer meiner Freunde; au
einem von mir selbst berichtigten beobachtete ich. — Voriges Jahr 1798
am 25. December Morgens 7 Uhr hatte ich — 10 •* nach Fäheenheit. —
Es scheint, dass die Kälte diesmal von Südost nach Nordwest über
Deutschland zog, und so werden Sie wahrscheinlich schon am 29. Morgens
die grösste Kälte gehabt haben. Es wäre, dünkt mich, der Mühe werth,
die allmählige Verbreitung dieser Kälte durch die Zeitmomente ihres
Maximums an jedem Ort näher zu untersuchen.
149. Bedeckimg des Uranus vom Monde am 6. August 1824.
[Sdiumacher's Astronomische Nachrichten. Bd. m, S. 207, 208. Juli 1824.]
Zu den merkwürdigsten in diesem Jahre vorkommenden Himmels-
erscheinungen gehört unstreitig die Bedeckung des Uranus vom Monde
am 6. August. Noch nie ist, so viel ich weiss, eine Bedeckung des
506 Planeten.
Uranus oder eines Asteroiden vom Monde beobachtet worden. Ausser
dem Interesse, dass alle Bedeckungen der Fixsterne und Planeten vom
Monde überhaupt liaben, würde eine gut beobachtete Bedeckung eines
Asteroiden besonders dazu dienen können, unsere noch so schwankende
und ungewisse Kenntniss über ihren scheinbaren Durchmesser festzu-
setzen und zu berichtigen. Beim Uranus ist dies freilich weniger nöthig.
Hebschel's Bestimmung seines scheinbaren Durchmessers hat keinen
Widerspruch gefunden und mag bis auf wenige Decimale einer Sekunde
richtig sein. Aber doch bleibt eine schärfere Kenntniss dieses Durch-
messers wünschenswerth; und wenn gleich aus verschiedenen Gründen
diesmal diese Bedeckung des ITranus, wenigstens in unseren Gegenden,
nicht sonderlich geeignet scheint, seinen Durchmesser auf's Genaueste
zu bestimmen, so wird doch aus ihrer Beobachtung hervorgehen, in
^\•ie weit wir Hotthung haben können, dies Element aus künftigen, vor-
theilhafter dafür vorfallenden Bedeckungen kennen zu lernen. Ich
fürchte nämlich, dass die ungemeine Blässe der Uranusscheibe der Ge-
nauigkeit der Beobachtungen sehr hinderlich sein wird. Hätte Uranus
dieselbe Albedo, wie der Jlond, d. i., würfe er in eben dem Verhältuiss
die Sonnenstrahlen zurück, wie der Mond, so würde er 360 bis 370 Mal
weniger Helligkeit haben als dieser. Nun ist zwar höchst wahrschein-
lich die Albedo der oberen Planeten viel grösser, als die des Mondes,
aber immer muss seine Scheibe doch wenigstens 120 bis 180 Mal weniger
hell sein, als die Mondscheibe. Indessen lassen sich Bedeckungen des
Saturns, der höchstens vier Mal heller sein kann als Uranus, noch ganz
gut beobachten. Die Beobachtung muss mit sehr guten, sehr licht-
starken Fernröhren wenigstens 120 bis 150 Mal vergrössernd, um den
Uranus deutlich als eine runde Scheibe zu sehen, gemacht werden.
Den scheinbaren Durchmesser des Uranus zu 4,0" angenommen, finde
ich für Bremen in wahrer Zeit:
Berührung d. Ränder des Uranus und des Mondes Aug. G. 10'' 47' 32,5"
Gänzlicher Eintritt lO^" 47' 43,1"
Austritt des vorhergehenden Randes des Uranus . . 12'' 0' 31,0"
Gänzlicher Austritt 12'' 0' 42,0".
Es verfliessen also während des Eintritts und Austritts gegen 11".
Die Bedeckung erfolgt nur drei Tage vor dem Vollmond und der
dunkle Mondrand, an dem der Eintritt geschieht, ist demnach iiiclit
zu .sehen.
Bei dieser Gelegenheit möchte ich diejenigen Astronomen, die grosse
FRAVKNHOFER'sche Femröhre besitzen, recht dringend bitten, zu erklären,
ob auch sie um die Ceres, die Pallas und die .Juno, die mir sehr zweifel-
haften grossen Nebelhüllen sehen, die mein verewigter Freuiul, der
151. Excentricität des Saturns in seinem Ringe. 507
hochverdiente Scheötee, um dieselben wahrgenommen zu haben glaubte.
Mit meinem Dollond habe ich bei ihnen nichts Nebliges, und die Licht-
stärke ausgenommen, in ihrem äusseren Ansehen keinen Unterschied
von der Vesta. der Schröter alle Nebelhülle abspricht, bemerken können.
150. Sclu'eibeu, die Excentricität der Satiu'uriuge betreffend.
Bremen 1834, Juli 21.
[Scbnmacher's Astronomische Nachrichten, Bd. XIII, S. 47, 48. Oktober 1834.]
Die Stelle von Gallet, die Vieth aufgefunden hat, ist allerdings
merkwürdig, und ich möchte wünschen, dass man auch in der östlichen
Quadratur den Saturn sorgfältig beobachtete, um zu sehen, ob mau
dann eine scheinbare Excentricität des Planeten in seinem Ringe in
entgegenr/esetzter Richtung, als in der sie 1828 im Winter zu sein schien,
wahrnehme. Aber wenn sich auch so Gallet's Behauptung, dass immer
in den Quadraturen eine Excentricität des Saturns in seinen Ringen
merkbar sei, bestätigen sollte, wie ich zu glauben geneigt bin, so wird
sich doch das, was man 1827/28 sah, nicht wohl dadurch erklären lassen.
Denn Schwabe entdeckte, so viel ich weiss, diese Excentricität schon
im December 1827 nahe vor der Opposition (8. Januar 1828). Stetjve
stellte seine Messungen freilich um die Zeit der Quadratur (3. April 1828)
an; aber er trägt Rechnung über die Phase des Saturns, die doch allein
eine scheinbare Excentricität bewirken kann, und er findet die Excen-
tricität fünf bis sechs Mal grösser, als die Breite der Phase. "Wenn
auch die Breite dieser dunkeln Phase wegen der Atmosphäre des Planeten
beträchtlich grösser sein sollte, als sich die Parallaxis orhis annui giebt,
so kann sie doch bei weitem nicht so gross sein, um die von Steuve
gefundene Excentricität zu bewirken.
151. Excentiicität des Saturns in seinem Ringe.
[Harding's kleine Ephemeriileu für 183Ö, ö. 97 — 101. j
In No. 260 p. 371 der Astronomischen Nachrichten befindet sich
ein Brief des Herrn Professor Yieth an den Herausgeber, worin ersterer
eine Stelle aus einem Aufsatz von Gallet (Prevost de St. Symphorien
cüÄvignon) giebt, den er in den hei\u[ger Actis Eruditoriim 1684 p. 423
508 Planeten.
aufgefunden hatte, nach der schon Gallet die Excentricität des Saturus
in seinem Ringe wahrgenommen haben will. Da die Acta Eruditorum
nur die nicht ganz getreue Uebersetzung enthalten, so setze ich hier
die Stelle im Original aus dem Journal des Sgavans 16S4 p. 222 Ed.
Anisterd. her:
„Quelquefois le corps de Saturne a este vü n'etre pas parfaitement
au niilieu de l'Anneau; ce qiä arrive pres de ses qiiadratures avec le
Soleil, ä cause, que la parallaxe de l'orhe est alors sensible: ce qui fait,
que la planete estant Orientale, son centre paroist plus pres du bord
oriental de l'anneau, et an decouvre une plus grande partie de l'occidental
avec une plus grande obscurite de ce c6te-la; parce que la veue decouvre
une partie plus voisine de Vaxe du cone, qui n'est point eclaire par la
reflexion des rayons."
Gallet hatte bekanntlich eine höchst irrige und abgeschmackte
Vorstellung von den Darstellungen himmlischer Gegenstände im Fern-
rohr, die hier umständlich vorzutragen, zu viel Raum einnehmen und
zu wenig Interesse haben würde.^) Es mag genug sein, zu bemerken,
dass nach seiner Theorie allerdings Saturn in der Nähe der Quadraturen
merklich excentrisch in seinem Ringe erscheinen musste. Es kann also
noch immer ein kleiner Zweifel entstehen, ob G^vllet den Saturn in
den Quadraturen wirklich excentrisch in seinem Ringe gesehen hat,
oder ob er blos das, was nach seiner Theorie und Ueberzeugung notli-
wendig Statt finden musste, als von ihm und anderen auch in der That
gesehen, angiebt.
Aber angenommen, dass eine solche Excentricität des Planeten in
seinem Ringe um die Zeit der Quadraturen sich wirklich zeige, so
kann die Purallaxis orlns annui unmittelbar den Planeten in seinem
Ringe nicht zu verrücken scheinen, da auf alle Fälle die Mittelpunkte
des Saturns und seines Ringes so nahe bei einander sind, dass man die
"Wirkung der Parallaxe auf beide als völlig gleich annehmen nmss.
Wenn Gali,et"s Angabe für die Quadraturen richtig ist, so kann dies
nur von der Phase des Saturns herrühren. Ausser der Opposition
kehrt der Planet uns einen kleinen Tlieil seiner dunkeln, nicht von
der Sonne erleuchteten Halbkugel zu, und so schneidet die Lichtgrenze
der Phase von seiner von der Sonne abgekehrten Seite etwas ab. Es
muss also, theoretisch genommen, der dunkle Zwischenraum zwischen
dem Planeten und seinem Ringe auf der von der Sonne abgekehrten
Seite etwas vergrössert erscheinen. Allein diese Vergrösseruiig ist
') Wer übrigens Gallkt's lächerliclie uml iilisunli' Krkläruiipr der Ersclii;imiii!?«'i
der Planeten im Fernruhr näher kenneu lernen will, fiiulet sie in (leni.selljeii Jahr-
gange 1684 (lc8 Journal des üf-avans, p. 180—183, und gleichfalls übersetzt Acta
KnulitorHrn 168-1.
151. Escentricität des Satunis in seinem Ringe. 509
sehr klein, selbst in den Quadraturen, wo sie am grössten ist, so klein,
dass es sehr zweifelhaft bleibt, ob auch ein sehr scharfes, geübtes
Augenmaass sie wahrnehmen, und so den Planeten als excentrisch in
seinem Einge liegend sehen könne. Wenn der Winkel am Saturn in
dem Dreiecke zwischen Erde, Sonne und Saturn, die sogenannte ^araZZ-
axis orbis mumi = p, der Halbmesser des Saturns ^ ä gesetzt wird,
so ist die Breite des uns zugekehrten dunklen Theils ^ S (1 — cosp)
= 2 . S . sin'^^p. Nun kann p nach den Abständen des Saturns und
der Erde von der Sonne, und der gegenseitigen Lage ihrer Perihelien,
selbst in den Quadranten nicht grösser werden, als etwa 6" 22', und
damit ist die grösste Breite des dunklen Theiles der Saturnphase in
seiner mittleren Distanz, den Durchmesser 2 S nach Strdve zu 18,045"
angenommen, = 0,0556". Um so viel wird der von der Sonne abgekehrte
Zwischenraum zwischen dem Saturn und seinem Ringe grösser erscheinen,
als der der Sonne zugekehrte. Nach Struve sind diese Zwischen-
räume = 4,352". Folglich wird in der westlichen Quadratur der öst-
liche Zwischenraum sich zu dem westlichen wie 4,408 : 4,352. oder nahe
wie 79 : 78 verhalten. Ich zweifele, ob ein noch so scharfes Augenmaass
einen so kleinen Unterschied entdecken kann; aber vielleicht würde er,
einmal aufgefunden, auch von Mehreren, die wissen, dass er vorhanden
ist, wahrgenommen werden können.
Indessen kommt ein Umstand hinzu, der den Unterschied beider
Zwischenräume vergrössern kann. Alle Hauptplaneten sind höchst
wahrscheinlich von Atmosphären umgeben, die der unserer Erde mehr
oder weniger ähnlich sind. Nun weiss man, wie sehr das Sonnenlicht
durch unsere Atmosphäre geschwächt wird,^) besonders wenn die Sonne
') Lambert macht diese Schwächung viel zu gross. Bouguer's Tafel .scheint
mehr mit dem, was auf unserer Erde wirklich Statt findet, übereinzustimmen. Hier
ein kleiner Auszug aus beiden Tafeln, wobei das Sonnenlicht, ehe es in die Atmo-
sphäre tritt, =1, das geschwächte Sonnenlicht ^v gesetzt ist.
Zenith-Distanz
BOUGÜER
Lambert
0« v= 0,812 .3
0,588 9
80»
0,433 5
0,052 6
85»
0,120 1
0,004 14
86»
0,080 2
0,001 61
87»
0,045 4
0,000 28
88»
0,019 2
0,000 042
89»
0,004 7
0,000 013
90»
0,000 6 log —
= 8,164...
Es ist nicht unwahrscheinlich, dass die grossen Planeten, also auch Saturn,
eine stärkere, also auch das Licht mehr schwächende Atmosphäre haben, als unsere
Erde. Der bei weitem grössere Theil des verlorenen Lichtes erlöscht wirklich beim
Durchgange durch die Atmosphäre, nur ein kleiner Theil wird zurückgeworfen.
510 Planeten.
niedrig steht, und ihre Strahlen einen langen Weg in dieser Atmosphäre
beschreiben müssen. Beim Untergange der Sonne kann man ohne
Unbequemlichkeit in die Sonne sehen. Der Rand des Planeten an der
Lichtgrenze wird also viel weniger erleuchtet; und deswegen erscheint
der dunkle Theil des Planeten viel breiter, als er erscheinen würde,
wenn keine Atmosphäre da wäre. So sieht man die Venus schon
deutlich cormculata. wenn sie der Theorie nach erst dichofoma sein
sollte. Auch beim Mars und Jupiter^) scheint der dunkle Theil breiter
zu sein, als ihn der Winkel an diesen Planeten giebt. Es kann also
auch dieser Umstand dazu beitragen, den Saturn in der Nähe der
Quadraturen excentrisch in seinem Ringe erscheinen zu lassen.
\^"enn aber auch G.vllet Recht hätte, und in den Quadraturen wirk-
lich eine Excentricität zu bemerken sein sollte, so wird doch das Phänomen
von Excentricität, das Herr Schw.vbe 1828 zuerst bekannt machte, nicht
dadurch erklärt. Herr Srnw.vBE bemerkte sie zuerst im December 1827.
Damals war Saturn noch vor seiner Opposition, die erst am 8. Januar
1828 Statt fand; und wenn die Lichtphase des Planeten so nalie bei
der Opposition einen Einfiuss auf die Erscheinung haben konnte, so
musste sie den westlichen, nicht den östlichen dunklen Zwischenraum
zu vergrössern scheinen. Im Winter 1828 nach der Opposition, wie
andere Astronomen die Bemerkung des Herrn Schwabe bestätigten,
näherte sich freilich Saturn immer mehr seiner westlichen Quadratur,
und die wirklichen Messungen des Herrn Etatsraths Stkuve wurden
ganz in der Nähe derselben (sie trat am 3. April 1828 ein) vom
29. März bis zum 21. April gemacht, aber dieser umsichtige Astro-
nom zog die Phase des Saturns mit in Rechnung, und fand doch die
Excentricität desselben = 0,215", mehr als vier Mal grösser als die
berechnete Breite des dunklen Theils. Eine solche Vergrösserung des
') Ich weiss nicht, ob auch Folgendes hierher gehören und hieraus erklärt
werden kann. Herr Professor Aiky fand 1882 hei seinen Beobachtungen der Kistanzen
des vierten Jnpiterstrabanteu von seinem Hanptplancten, den Abstand des vorgelieudeii
Trabanten immer kleiner, als den des folgenden iS. den vorigen Jahrgang der kleinen
Ephemcriden für 1834, p. 131). Die Beobachtungen wurden nach der Opposition (den
10. September) vom 5. Oktober bis 23. November angestellt. Die westliche Qnadratnr
trat den 11. December ein. Der östliche Rand des Jupiters wurde also von der Licht-
grenze gebildet. Im vorigen Jahre aber, 1h;{.'J, machte Aiky seine Beobachtungen
vor der, den 23. Oktober eintretenden Opposition vom lö. September bis zum 21. Oktober,
und hierbei fand keine solche Verschiedenheit Statt; vielmehr wurde der Abstand des
vorgehenden Trabanten im Mittel etwas grösser gefunden, als der des folgenden.
Doch hierüber und über die definitive Masse des Jupiters werden uns bald die Be-
obachtungen und Untersuchungen des Herrn Geheiinraths Bksski, belehren. Airy
fand diese Masse aus den Beobachtungen von 1833 = tv;.„ „„ , die er 1832 zu .nianh
lU4i,o8 jU4ö,/v;
bestimmt hatte.
*
152. Ansziig- aus eiuem Schreiben, die Planetenmasse betreffend. 511
dunkeln Tlieils konnte die Atmosphäre des Planeten, wir mögen sie
auch viel stärker und lichtschwächender annehmen, als die unserer
Erde, wohl schwerlich verursachen. Kurz, die 18-28 bemerkte schein-
bare Excentricität des Saturns in seinem Ringe kann Gallet's Bemerkung
nicht erklären.
Ich sage mit Bedacht, scheinbare Excentricität; denn da es mir
ausgemacht scheint, dass die Ringe des Saturns, sowie dieser Planet
selbst, rotiren, und nahe in der von Sir William Herschel bestimmten
Zeit rotiren, so kann keine solche Excentricität in der Wirklichkeit
Statt finden, wie man sie 1828 zu sehen glaubte. Auch hat Herr
Schwabe selbst nachher die dunklen Zwischenräume oft gleich gesehen.
Wenn aber auch Gallet's Behauptung- der immer in den Quadraturen
wahrnehmbaren scheinbaren Excentricität uns die Erscheinungen, die
Saturn 1828 darbot, nicht erklären kann, so wäre es doch sehr zu wünschen,
dass man die Wahrheit dieser Behauptung untersuchte, und Astronomen
von scharfem Augenmaass mit guten Achromaten den Saturn in beiden
Quadraturen sorgfältig und aufmerksam betrachteten. Noch erwünschter
würde es aber sein, wenn ein Bessel oder Steuve durch genaue
Messungen ausmachten, ob, in welcher Richtung und in welchem Grade
eine solche scheinbare Verrückuug des Planeten in seinem Ringe bei
den Quadraturen Statt finde, da wir dadurch vielleicht auch einige
Kenntniss über die Beschaifenheit der Atmosphäre dieses entfernten
Weltkörpers erlangen könnten.
152. Auszug aus emem Schreiben, die Plauetenmasse l)e-
treflfend.
[Monatliche Korrespondeuz. Bd. XXII, S. 393—394. Oktober 1810.]
Bremen, den 3. September 1810.
Ew. Hochwohlgeb. sage ich für das Geschenk Ihrer Venus-Tafeln
vielmals Dank.
Mit Ihnen zweifle ich, ob aus den nur aus einer Zwischenzeit von
58 Jahren abgeleiteten Säkular-Gleichungen sich irgend etwas Zuver-
lässiges über die Massen der Planeten bestimmen lasse. Dazu scheinen
mir die Unterschiede von denen, welche die Theorie aus den bisher
angenommenen Werthen dieser Massen giebt, wirklich zu klein. Z. B.
für das Aphelium ist, wenn ich die Vorrückung der Nachtgleichen auf
50,1" annehme, der Unterschied der aus der Theorie und aus den
512 Planeten.
Beobachtungen abgeleiteten jährlichen Bewegung nur 0,78", mithin in
58 Jahren nur 45", bei der Neigung der Bahn gar nur 1,6" u. s. w.
Die von Ihnen gefundene jährliche Bewegung des ft entfernt sich am
mehrsten von der Tlieorie, allein die aus den Durchgängen von 1639
und 1769 gefolgerte, stimmt bis auf eine Kleinigkeit damit überein. —
Darf ich es wagen zu gestehen, dass ich lieber Ort und Bewegung des
ft aus diesen Durchgängen in die Tafeln aufgenommen hätte (wenn
anders die Beobachtungen von 1639 scharf genug sind), als die aus
Ihrer Vergleichung der BKABLEr'schen und neuesten Beobachtungen
folgende, wo da immer mit einem so kleinen Coefficienten vorkommt?
(Der eine Coefficient auf der 16. Seite 0,956 3 ist wohl ein Druckfehler
statt 0,056 3?)
Uebrigens wäre es sehr merkwürdig, wenn Sie noch eine grössere
Masse für den Merkur beweisen konnten. Die bisherige sehr will-
kürliche Annahme seiner Dichtigkeit macht ihn schon dichter als alle
unsere Metalle, Gold und Piatina, vielleicht auch Quecksilber ausge-
nommen. Bei einer grösseren Masse würden wir auch seine Dichtig-
keit noch vergrössern müssen, da sein scheinbarer Durchmesser gut
bestimmt scheint.
Zum Zeichen, wie aufmerksam ich die Einleitung zu den Yenus-
tafeln durchgelesen habe, zeige icli folgende unbedeutende Druckfehler an:
S. 21 muss wohl statt Variatio, Diminutio stehen, oder der darauffolgende
Ausdruck das Zeichen — haben. S. 25 steht log D für log D', und S. 26
, Vr , .^ , Vr
statt -)-;
VE VR
153. Leber Henu Professor Aii'y's neue Bestimmmiji; der
Jupitermasse.
IHsrding's kleine Ephemeriden für 1834. S. 122— 1.13.)
Herr Professor Aikt in Cambridge, einer der vorzüglichsten Astro-
nomen, der tiefe theoretische Kenntnisse so glücklich mit grosser prak-
ti.scher Geschicklichkeit und unermüdetem Eifer und Fleiss verbindet^
hat durch neue Beobachtungen den Abstand des vierten .lupiters-
trabanten von seinem Hauptplaneten und dadurch die Masse des letzteren
genau zu bestimmen gesucht. Um die Wichtigkeit dieses Unternehmens
ganz schätzen zu können, müssen wir die (jf^scliiclite un.serer bisherigen
Kenntniss der Jupitersmasse etwas näher betracliten.
153. Ueber Hen-n Professor Airy's neue Bestimmung der Jupitermasse. 513
Der grosse Newton leitete gleich aus seiner Theorie der allge-
meinen Schwere eine Formel ab, wodurch man für einen mit Trabanten
versehenen Planeten aus der bekannten Umlaufszeit eines seiner Satelliten,
und dessen Abstände von seinem Hauptplaneten, das Verhältniss der
Masse des letzteren zu der Masse der Sonne berechnen konnte. Um
diese Formel auf den mächtigen Jupiter anwenden zu können, nahm er
den scheinbaren Abstand des vierten Trabanten vom Jupiter in der
mittleren Entfernung desselben von der Erde, zuerst nach Flamsteed's
mikrometrischen Messungen zu 8' 13" an, und fand daraus die Masse
des Jupiters ^ ttVit der Sonnenmasse. \) In einer späteren Ausgabe
seiner Principien zog er Halley's Bestimmung dieses scheinbaren Ab-
standes 8' 21^', die Hallet aus einer Bedeckung des Jupiters und
seiner Trabanten vom Monde abgeleitet, vor, woraus diese Masse = ^-^Vt
folgte.^) Endlich aber schenkte er sein Vertrauen den Messungen dieser
Distanz des Dr. Pound, wovon, so viel ich weiss, weiter keine Nach-
richt vorhanden ist, als die uns Newton selbst aufbewahrt hat, und
die ich deswegen mit seinen eigenen Worten anführen will.') „Elon-
gationes satellituin Jörns et diametrium ejus Dr. Poünd micrometris
optimis determinavit, ut sequitur. JElongatio maxima heliocentrica satellitis
quarti a centro Jörns micrometro in tiibo 15 pedes longo capta fuit, et
p~odiit in mediocri Jovis a terra distantia 8' 16" circiter. Ea satellitis
tertii micrometro in telescopio 12 pedes longo capta fuit, et prodiit in
eadeni Jovis a terra distantia 4' 43"." — Der Beisatz circiter scheint
der Messung im löfüssigen Fernrohr keine grosse Schärfe beizulegen;
merkwürdig ist es aber, wie auch schon Teiesneckbk bemerkte, dass
nach KJEPLEE'schen Gesetzen, wenn die Distanz des dritten Trabanteu
4' 42" ist, die Distanz des vierten Trabanten genau 8' 16,0" heraus-
kommt. Es scheint also die Distanz des vierten 8' 16" aus der Distanz
des dritten 4' 42" berechnet zu sein. Aus dieser Distanz berechnet
nun Newton die Masse des Jupiters = TfrVT' und diese Massenbestimmung
wurde von allen Astronomen des 18. Jahrhunderts angenommen. Auch
die von La Place berechnete, sehr nahe mit Newton stimmende Masse
von tttbV,!!? scheint auf derselben Abstandsmessung von Pofnd zu be-
ruhen.*)
') De mundi Systemate, p. 14. (^ewioni Opuscula, Tom. II.)
^) Princ. Philos. nat. mathem. Ed. Amsterd. 1723, p. 370.
') Phil. nat. Princ. Mathem. cum. Comm. Th. Lk Seuk et Fr. Jaquier.
Tom. in, p. 10.
') La Place (Mecanique Celeste, Tom. III, p. 61) setzt den scheinbaren Ab-
stand des vierten Trabanten, ohne zu sagen, woher er ihn hat, im hunderttheiligen
Quadranten = 1530,38" = 8' 15,843" in gewöhnlicher Eintheilung. Die Annahme
8' 16" würde 1530,864" geben. Es scheint mir aber, dass die 1530,38" blos durch
ein Versehen statt 1530,86" gesetzt sind. Fehler in numerischen Angaben und Kech-
Olbers I 33
514 Planeten.
Die Masse des Jupiters lässt sich nicht blos aus deu Abständen
und Umlaufszeiten seiner Trabanten, sondern auch aus den Pertur-
bationen berechnen, die er in der Bewegung anderer Planeten hervor-
bringt. Besonders ist seine Einwirkung auf den Saturn beträchtlich.
BouTABD leitete aus 129 Oppositionen und Quadraturen des Saturns
Bedingungsgleichungen für die Elemente der Bahn dieses Planeten ab,
•worin er die Masse des Jupiters, um auch diese näher zu bestimmen,
= rrirT.ü^ (1 + /') setzte. — Die Auflösung der 129 Gleichungen gab
H = — 0,00332, also die Masse des Jupiters = iirTV.3^» wenig ver-
schieden von der La PLACE'schen Masse. Um die Zuverlässigkeit dieser
Angabe zu bestimmen, wandte La Place seine Probabilitätsrechnung
darauf an, und fand dadurch, dass man 900 gegen 1 wetten könne, sie sei
nicht um y^, und gar 999307 gegen 1, sie sei nicht um ,^y fehlerhaft.')
So glaubte man also diese Masse sehr genau und sehr zuverlässig
zu kennen. Allein Jupiter bringt in den Bewegungen der neuen kleinen
Planeten noch weit grössere Perturbationen hervor, als in der des
Saturns. Gauss untersuchte diese sehr genau bei der Pallas^ und
NicoLM bei der Juno. Beide fiinden sehr übereinstimmend, dass man
die La PLACE'sche Masse etwa um ^\ vergrössern müsse. Nicolai
erhielt diese Masse = ttttI-.ut-s-- Später fand Encke aus der Bewegung
der Vesta rüro.xTT) bemerkt aber, dass auch die so wenig verschiedene
Masse von Nicolai die Beobachtungen hinreichend genau darstellen
würde. Endlich fand Encki:, dass man, um die Erscheinungen seines
Kometen in Uebereinstimmung zu bringen, die Masse des Jupiters
= tu3't.t setzen müsse.
Es schien demnach, dass Jupiter auf die Asteroiden und auf den
ExcKE'schen Kometen mit einer etwa um ^V stärkeren Anziehung
wirke, als auf .seine Trabanten und auf den Saturn. Dies bewog die
deutschen Astronomen und Mathematiker einer zuerst vom Professor
J. Tobias Mayek in Gött'mgen geäusserten Idee mehr Aufmerksamkeit
und Beifall zu schenken, dass nämlich auch unter den Weltkörpern etwas
einer Wahlanziehung Analoges Statt linden könne, und da.ss derselbe
Planet vielleicht den einen Weltkörper mit einer grösseren Kraft
anzöge als den anderen. Man hat tiefsinnige Untersuchungen über die
Folgen einer solchen Annaimie angestellt, und bei Uerechnung der
Perturbationen den Theil derselben, der von der Einwirkung des
nnngen sind bekunutlich in dem uiisterliliclieii Werke der Mccaniqxie Celeste nichts
seltenes. In der Expos, d. S. d. M. IV. Ed., p. 213 giebt er diesen Abstand, auf
die mittlere Entfernung' der Erde von der Sonne redncirt = 7i)lU,75. welches für
den mittleren .Mistiind des .Tnpitcrs genau 15;W,«6" — ^1' Ki" der gewiilinlichen Ein-
theilnng giebt.
') Conti, des Teiiis 1818, p. 374, 375.
153. Ueber Herrn Professor Airy's neue Bestimmung der Jupitermasse. 515
störenden Planeten auf die Sonne herrührt, von dem getrennt, den der
störende Planet auf den gestörten unmittelbar hervorbringt, und für
jeden dieser Theile eine andere Masse des störenden Planeten ange-
nommen, ohne dass jedoch die Rechnungen irgend ein bestimmtes
Resultat über die Rechtmässigkeit oder Nothwendigkeit einer solchen
Ti'ennung gegeben hätten.
Aber war es denn wirklich erwiesen, dass Jupiter auf seine
Trabanten mit der Masse von y^\- einwirke? Wir haben gesehen,
dass diese Massenannahme blos auf einer vor mehr als 100 Jahren
von PouND gemachten Messung des Abstandes, nicht einmal des vierten,
sondern des dritten Trabanten von seinem Hauptplaneten beruht, einer
Messung, von der die näheren Umstände gar nicht bekannt sind. Es
ist fast unbegreiflich, dass mau diese Messungen nicht wiederholte,
und zu bestätigen oder genauer zu berichtigen suchte, so dringend
auch unter Anderen La Geange dazu aufforderte. Der einzige, der dafür
etwas gethan hat, ist der Wiener Astronom Triesnkcker.
Mit dem Objektivmikrometer eiues 3|^füssigen Dollond'schen Fern-
rohrs wurde um die Zeit der Oppositionen des Jupiters in den Jahren
1794 und 1795, an den Tagen, an welchen der beobachtete Trabant
seiner grössten Digression nahe war, der Abstand dieses Trabanten
vom Rande des Planeten 10 — 12 Mal gemessen, aus diesen Messungen
das Mittel genommen, und daraus mit dem von Triesneckeb mit demselben
Instrument gefundenen Halbmesser des Jupiters in seiner mittleren
Distanz, 18,9", und mit Hülfe der in der Berliner Sammlung befindlichen
Trabanten-Tafeln, der mittlere Abstand des Satelliten abgeleitet.') So
bestimmte er den mittleren Halbmesser der Bahn des ersten Trabanten
aus den Beobachtungen von 9 Tagen = 1' 50,8", des zweiten aus
10 Tagen = 2' 56,6", des dritten aus 12 Tagen = 4' 43,8", des vierten
aus 11 Tagen = 8' 18,2", oder mit Weglassung eines zuviel (8' 22,3")
gebenden Tages = 8' 17,8". Unglücklicher Weise ist gerade dieser Be-
stimmung für den vierten Trabanten am wenigsten zu trauen. „Qtiartus,''
sagt Triesnecker, „maxime patientiam nostram exercuü, cujus imago,
cum ad Umbum Jovls lucidum adduceretur, nonnunquam pene aciem oculi
effiigerat, sive quod debilissima omnium luce fulgeat. Ätque liaec ratio
esse potest, cur in hoc satellite nonnullus sit dbservationum dissensus:
quanquam pars aliqua ex eo ortum habere potest, quod positio satellitis e
tabulis petenda erat, quae nonnunquam a coelo longius aherrant."-)
M Ephemerides Astronomicae Anni 1797 ad Merid. Vindob., p. 31S — 333.
'') Ibid., p. 319. An zweckmässige Bedeckung des einen Objektivs, um das
ungeschwächte Trabantenbild mit dem geschwächten Jupitersbilde in Berührung zu
bringen, scheint Triesnecker nicht gedacht zu haben. Viel liegt aber gewiss an der
durch die fehlerhaften Tafeln veranlassten fehlerhaften Keduktiou der Beobachtungen.
33*
516 Planeten.
Triesneckek selbst scheint es bei diesen Beobachtungen nur um
die nähere Bestimmung der Durchmesser der Trabantenbahneu, nicht
um die der Jlasse des Jupiters zu thun gewesen zu sein. Aber der
in vieler Rücksicht so hoch verdiente, leider! jetzt schon verewigte
WtJBM hat in einer, im Ganzen sehr schätzbaren Abhandlung: „Versuch
einer genaueren Bestimmung der Massen der Planeten" ') die Masse des
Jupiters daraus zu bestimmen gesucht. Indessen ist Wukm's Verfahren da-
bei durchaus nicht zu billigen. Es mag dahin gestellt bleiben, ob Wuhm
berechtigt war, dem vouTriesneckee mit demselben Instrument gefundenen
Halbmesser des ^ = 18,9" einen seiner Meinung nach richtigeren, IS,!?")",
zu substituiren, und also von jeder der obigen Distanzen 0,55" abzu-
ziehen.'-) Man weiss, dass die Planeten iu verschiedenen Fernröliren
nach der mehr oder weniger scharfen Begrenzung der Bilder, einen ver-
schiedenen Durchmesser zeigen, und so niüsste man bei Tkiksneckkk's Ob-
jektivmikrometer wohl den Jupitershalbmesser beibehalten, der mit diesem
Instrument selbst gefunden war, wenn dieser auch an sich nicht der
ganz richtige sein sollte.
Was ich eigentlich bei Wuhm zu tadeln habe, ist: dass er 1. die
Distanzen aller vier Trabanten bei der Bestimmung der Jupitersmasse in
gleichemWerthe mitstimmen lässt, da jedoch Tiuksxeckkh selbst die Distanz
des vierten Trabanten als unsicher angiebt, und die inneren Trabanten
wegen der Kleinheit ihres Abstandes von ihrem Hauptplaneten einem
zu grossen Einflüsse der etwaigen Fehler der Messung ausgesetzt sind,
und dass er 2. aus jedem dieser Abstände die Masse des Juidters nach
drei Formeln berechnet, die nach kleinen Unsicherheiten der dabei ange-
nommenen Daten drei etwas von einander abweichende Resultate geben,
anstatt die sicherste und beste allein zu gebrauchen.-') Aus den 12
so erhaltenen Wertheu nimmt er das Mittel = -fivjV.iT- ^^^ ^^'ertlle
sind sehr verschieden untereinander. — Eigentlich kann man liier
wohl nur die Distanz des dritten Trabanten gebrauchen, da die des vierten zu
') MotuMiche Korresjiondfm vun von Zach, Bd. F., p. .'>46—ö~0.
') Stküve fand den Aequatorialdurcbuiesser des Jnpiters = 38,442", den Polar-
dnrclimesser = 3.5,645". Da die Jupiterstral)anteu sich nie weit von der Ebene seines
Aequators entfenien, so kann man bei Triesnecker's Messungen, wenn man Stritvb
folgen will, den Halbmesser des Planeten durchaus nicht kleiner als l.'<,9" anneliiiii>n.
') Diese ist luistreitig diejenige, deren sich La Place bedient. Wenn T die
Unilaufszeit des Jupiters, t die des Trabanten, q den scheinbaren Halbmesser seiner
Bahn in der mittleren Entfcniunir des .Fiiiiiters bedeutet, so ist die Ma-sse des .Tupitcrs:
Mw'g ( _
l-sin»5(lY
153. Ueber Hen-u Professor Airy's neue Bestimimmg der Jupitermasse. 517
ungewiss ist, und der erste und zweite Trabant dem Jupiter zu nahe
sind. Dann giebt für die Masse des Jupiters die TiuESNECKEK'sclie Be-
stimmung des Halbmessers = 4' 43,8": xxnV.äT) "ßd nach Wurm korri-
girt 4' 43,25" : ttto-V.tt- Vielleicht ist es zum Theil der fehlerhaften
Behandlung von Wurm zuzuschreiben, dass die Astronomen fast gar
keine Notiz von diesen Beobachtungen genommen haben, und Teies-
necker's Verdienste und Bemühungen bei diesem Gegenstande nur
Wenigen bekannt geworden zu sein scheinen. Wie nahe der aus der
Distanz des dritten Trabanten hergeleitete Werth der Jupitersmasse
der Wahrheit kommt, wird man bald sehen.
Auch Professor Aiet war überzeugt, wie wichtig es sei, die mittlere
grösste Elongation des vierten Jupiterstrabanten von Neuem zu bestimmen,
und er beschloss, sobald sein Aequatorial in Cambridge aufgestellt sein
würde, diese Bestimmung durch wiederholte Beobachtungen des ßekt-
ascensionsunterschiedes zwischen Jupiter und diesen Trabanten, zur Zeit
der grössten Digression des letzteren, aufs Genaueste zu machen. Er
konnte erst im September vorigen Jahres seine Beobachtungen anfangen,
und er hat im Ganzen an 13 verschiedenen Tagen im September,
Oktober und November beobachtet. Die Beobachtungen der ersten
drei Tage verwarf er, weil noch nicht alle Vorsichtsregeln, konstante
Fehler zu vermeiden, dabei angewendet waren. In den beibehaltenen
10 Tagen beobachtete er jeden Tag 12 Mal den Rektascensionsunterschied
des Trabanten, abwechselnd vom ersten und zweiten Jupitersrande; bei
den ersten sechs die graduirte Seite des Deklinationskreises gegen
Osten, bei den sechs folgenden gegen Westen gekehrt, indem er nach
sechs Beobachtungen das Instrument um 180" drehte, um so den
etwaigen kleinen Fehler in der Axenstellung des übrigens gut berich-
tigten Aequatorials zu eliminiren. Das Mittel aus den 12 Rektascensions-
unterschieden wurde dann aufs Genaueste reducirt, daraus durch die
Elemente des Trabanten in der Mecanique Celeste, nach Verbessenmg
einiger dort vorkommender Fehler in den Zahlenangaben, die mittlere
Distanz der Trabantenbahu vom Jupiter bestimmt, und daraus der
Logarithmus der Masse des Jupiters abgeleitet. So gaben diese Loga-
rithmen die Beobachtungen:
des 5.0ktober 6,981167 6 Der
„ 6. „ 6,980 812 1
„ 13. „ 6,976 425 2 „
„ 21. „ 6,981444 3
„ 22. „ -6,982 839 2 „
„ 1. November 6,979 695 8 „
„ 10. „ 6,980 929 1 „
„ 16. „ 6,974 903 6 ,,
Trabant
folgte.
7?
folgte.
)!
ging vor.
!!
folgte.
!>
folgte.
;)
ging vor.
»
folgte.
))
ging vor.
518 Planeteu.
des 17. November 6,976 662 5 Der Trabant ging vor.
„ 25. „ 6,983 0216 „ ,. folgte.
Es fällt gleich in die Augen, dass jede Bestimmung durch die
Beobachtungen, wenn der Satellit folgte, grösser ist, als jede Bestim-
mung, wenn der Satellit vorging. Dies konnte auf einen Fehler in
der Exceutricität deuten, da der Trabant bei seinen grössten Digressionen
nahe in seiner Apsidenlinie war.') Allein Professor Aiky schreibt mit
Kecht die Ursache dieses Unterschiedes dem zu, dass wir ganz unwill-
küi'lich den Antritt des Randes eines Planeten au die Fäden anders
beobachten, als den Durchgang eines Trabanten durch dieselben. Er
war also im Voraus auf einen solchen konstanten Fehler gefasst, und
suchte eben deswegen den Trabanten auf beiden Seiten des Planeten
gleich oft zu beobachten. Die Grösse dieses konstanten Fehlers sucht
er durch die Wahrscheinlichkeitsrechnung zu bestimmen, und findet ihn
= 0,065" in Zeit, und damit zugleich den wahrscheinlichsten Logarith-
mus der Jupitersmasse
= 6,979 352 9,
oder die Masse des Jupiter = xmV.rö' ^^^ Sonnenmasse, welches sehr nahe
mit der Masse übereinkommt, die Encke durch die Vesta fand. Professor
AiHY glaubt nicht, dass dieser Werth noch irgend einen beträchtlichen
Fehler enthalten könne, es sei denn, dass die Neigung der Bahn des
vierten Satelliten noch einen beträchtlichen Fehler habe. Indessen will er
künftig seine Messungen in vortheilhafterer Lage des Jupiters wieder-
holen.
So wirkt also Jupiter mit derselben anziehenden Massenkraft auf
seine Trabanten, wie auf die Asteroiden und den ENCKE'schen Kometen;
denn die kleine Verschiedenheit in den Massenwerthen von G.\.t-ss, Nicülai,
ExcKE und Aiky kann mau als unbedeutend und künftig bei immer mehr
ausgefeilter Berechnung der verschiedenen Perturbationen und wieder-
holten Distanzmessungen des Trabanten als wahrscheinlich völlig ver-
schwindend ansehen. Ueberhaupt ist eine Verschiedenheit der Anziehungs-
kraft derselben Masse auf verschiedene Materien höchst unwahrscheinlich.
Schon Newton hat durch Versuche gezeigt, dass unsere Erde die ver-
') Auf die Phase des Planeten wird gewiss Professor Aiuv Ixi seinen Kcthik-
tioiieii gehörige Rücksicht genommen haben, die sonst auch einen kleineu Tbeil
dieses Unterschiedes bewirken konnte. Die Breite des dniiUlen Tluils des .Tupiters
war, dem Winkel am Planeten zu ViAge :
1832. Okt. 3. U,0024"
„ 15. 0,1443"
„ 27. 0,239ü"
Nov. 8. 0,8231"
„ 20. 0.3787"
153. Ueber HeiTii Professor Airy's neue Bestimmung der Jupitermasse. 519
schiedensten Materien gleich stark anziehe. Unser unvergleichlicher
Bessel hat diese Versuche noch genauer angestellt, und noch weiter,
unter anderem auch auf Meteoreisen, ausgedehnt, und Newton's Kesultat
vollkommen bestätigt gefunden. Die Parallaxe des Mondes lässt sich
aus den Pendelschwingungen auf unserer Erde aufs Genaueste berechnen ;
und dies beweist, dass die Erde den Mond genau mit derselben Kraft
anzieht, wie den Pendel. Die Parallaxe der Sonne, aus einer gewissen
Ungleichheit des Mondes berechnet, stimmt sehr nahe mit derjenigen,
die man aus den Veuusdurchgängen abgeleitet hat, und La Place zeigt
aus dieser Uebereinstimmung, dass kein Unterschied von ^Tm zwischen
der anziehenden Kraft der Sonne auf die Materie unserer Erde und
auf die Materie des Mondes Statt finden kann. Bios also die von
BouvABD berechneten Störungen des Saturns durch den Jupiter wider-
sprechen noch dieser allgemeinen Gleichheit; ein Widerspruch, der um
so gewichtiger erscheint, da La Place der dadurch bestimmten Masse
des Jupiters einen so grossen Grad von Genauigkeit und Zuverlässigkeit
nach der Wahrscheinlichkeitsrechnung zuschreiben konnte. Indessen
glaubt man doch, dass auch dieser Widerspruch sich werde heben lassen,
und durch eine neue Untersuchung über diese Störungen vielleicht bald
gehoben werden dürfte.^)
Die von Herrn Professor Aiet bestimmte Masse des Jupiters, To^,y,
scheint der Wahrheit schon sehr nahe zu kommen. Allein eine ganz
genaue und zuverlässige Bestimmung dieser, einen so grossen Einfluss
auf die übrigen Weltkörper unseres Sonnensystems ausübenden Masse
ist zu wichtig, als dass man nicht wünschen sollte, den Abstand des
vierten Jupiterstrabanten von seinem Hauptplaneten auch durch noch
andere Beobachter, besonders auch durch Messungen mit den jetzt so
sehr vervollkommneten Heliometern in der grössten Schärfe bestimmt
zu sehen.
') Mathem. Abhandlungen der Königl. Akademie zu Berlin, Jahrgang 1831, p. 40.
I
Abhandlimgen,
Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und
Mond beti'effend.
154. Nocli etwas über den Liulwigs-Steru.
[Monatliche Konesponden?.. Bd. VHI, S. 528—531. December 1803.)
Bremen, den 20. November 1803.
Sie erzeigen dem Professor Liebknecht zu viel Ehre, wenn Sie
seineu Ludwigs-Stern für den kleinen Comitem 'Q Ursae maj. halten ; dann
wäre LiEBKXECHT noch immer zu entschuldigen, er hätte nur eine
immer merkwürdige Sache für etwas merkwürdiger ausgegeben, als .sie
wirklich ist. Aber dies ist nicht der Fall; Liebknecht sah einen
sehr gewöhnlichen Stern acliter Grösse, wie deren viele Tausende am
Himmel anzutreifen sind, für etwas ganz Neues an; ich bin schon lange
mit diesem Steine bekannt gewesen, und er zeigt sich noch immer in
derselben Lage, die Professor Liebknecht für ihn angegeben hat; La
Lande hat ihn den 21. Februar 1790 beobachtet, welche Beobachtung
in den Mem. de VAcad. d. Sciences 1790, p. 378 vorkommt. Piazzi hat
diesen Ludwigs-Stern gleichfalls beobachtet, und in seinem Katalog steht
er also für 1800 augegeben:
8. Grösse, M = 199" 12' 57,0" Var. Ann. = + 36,18"
Deklin. = 55« 56' 36,4" bor. Var. Ann. = — 18,91".
Aus PiAzzi's Angaben habe ich berechnet C von L = 8' 44,8", und
g von L = 5' 21,2", welches mit Dr. Liebknecht's schlechten Messungen
so gut zutriift, als man nur immer von seinen unvollkommenen Obser-
vationen erwarten kann. Sie haben nur Professor Liebknecht's erste
Schrift vor sich gehabt; ich besitze ausser dieser noch seine zweite
diesen Stern betreffend, und setze den Titel her: D. Jo. Geükgu Lieb-
knecht, Mathem. in Universitate Ludoviciana P. P. nee non Societ.
Caesar, et Regiae Boruss. Colegae uberior stellae Ludovicianae noviter
detectae et cum nuper serenissimns Princeps ac Dominus, Dr. Ludov.
Joh. Guil. Geuno, Landgravius Hassiae, Princeps Hersfeld., Comes in
Cattimelioboco etc. Dominus meus clementissimus, Ludovicianae Rector
magnificentissinius, sceptra clementissime susciperet, puhlicatae comideratio,
nonnullorum dubiis et bmpxis praesertim scommatibus Ludov. Phil.
THÜJtMieii inter Hallenses A. 0. P. novi cujusdam reium naturaliwn
tentatoris opposita. Oissae, litteris Joh. Mülleri 1723. 4. 16 S.
524 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Weidler's von Ihnen so sehr verlangte Dissertation habe auch ich
bisher zu sehen keine Gelegenheit gehabt. Was ich übrigens von
diesem sogenannten Lud icigs- Stern weiss, will ich kürzlich angeben.
Dr. Liebknecht hatte wahrscheinlich den Himmel noch nicht oft mit
Fernröhren betrachtet, als er am 2. December 1722 von ungefähr mit
seinem sechsfüssigen, ich glaube sehr mittelmässigen Fernrohr, C Ursae
maj. ansah. Wie er hier einen Stern achter Grösse noch näher bei C
fand, als Alcor diesem Stern steht, hielt er seinen Fund für etwas
Ungewöhnliches und für einen neuen Stern. Sonst, glaubte er, würde
er dieses (teleskopischen) Sterns schon von anderen Astronomen erwähnt
gefunden haben, und die Fehler seiner mangelhaften Messungen Hessen
ihn gar eine eigene Bewegung dieses Sterns vermuthen. Er machte
also viel Lärm A'on seiner angeblichen Entdeckung, nannte den Stern
Stella Ludoviciana und schickte die von Ihnen angeführte Epistel au
alle berühmten Astronomen Europens.
^^'oLF und Hautsoekeh antworteten höflich, lohten und empfahlen
nur überhaupt Aufmerksamkeit auf alle Erscheinungen am Himmel, ent-
hielten sich aber behutsam jedes speciellen Urtheils über Liebknecht's
vorgebliche Entdeckung. Ztjmbach von Kosfkld, damaliger Astronom
zu Kassel, trug mit freundschaftlicher Bescheidenheit seine Zweifel vor,
erinnerte auch besonders, dass Liekknecht den Abstand des Alcor
von C zu 9' 5" viel zu klein angenommen habe; denn selbst nach
Hevel's angegebenen Längen und Breiten beider Sterne musste diese
Distanz = 11' 8" sein. Weidler erklärte sich bestimmter. Er betrach-
tete den sogenannten Ludwigs-Stei-n mit einem Fernrohr von 22 Fuss
den 15., 16., 20. und 22. Februar 1723 und fand ihn völlig als einen
gewöhnlichen teleskopischen Stern ohne alle eigene Bewegung. Am
kräftigsten sprach Ludw. Phil. Thümmiü im dritten Stück seines „Versuchs
einer gründlichen Erläuterung der merkwürdigsten Begebenheiten in
der Natur" (von diesem Versuch u. s. w. ist 1735 zu Marburg eine
neue Autlage herausgekommen, die ich vor mir habe), wo unter No. XXVII
eine eigene Abhandlung „Von dem neuen Stern, den Dr. Liebknecht
entderJd hahen will" eingerückt ist. Thümmh; zeigt wirklich sehr
gründlich in dieser gut geschriebenen kleinen Abhandlung, dass der
.sogenannte Ludwigs-Stern, den er selbst mit einem aclitfüssigen eng-
lischen Fernrohr wiederholt betrachtet habe, ein gewöhnli(;her tele-
skopischer Stern sei, und dass man nicht jeden teleskopischen Stern
für einen neuen ausgehen und mit einem eigenen Namen bezeiclinen
müsse. Da bei der Recension dieser in ihren Ausdrücken sehr lebhaften
Abhandlung in den Leijjziger Aclii< Eniditorum gleichfalls ernstliaft
über das Ludwigsgestirn abgeurtheilt wurde, so that dies alles dem
Professor Liekknecht sehr wehe, er gerieth in Hitze und in vollem
155. Auszug ans e. Schreiben, den von Cacciatore gefundenen Nebelfleck betr. 525
Eifer liess er seine uberior consideratio stellae Ludovicianae drucken.
Man kann eine schlechte Sache nicht ,eleuder vertheidigen, als es in
dieser Schrift geschieht. Liebknecht schränkt sich im Grunde darauf
ein, dass dieser Stern doch vor ihm von Niemand angemerkt sei, dass
er ihn ja nicht novani, sondern noviter detectam genannt habe, dass man
doch noch nach einigen Monaten nicht wissen könne, ob es nicht wirk-
lich Stella nova sei, dass auch Galilei und Jon. Zachabides (beim BoreUus
de vero telescopii inventore) die von ihnen bemerkten teleskopischen
Sterne Stellas novas genannt hätten n. s. w. Aber schimpfen konnte
er auf THxtMMi& in der unanständigsten, pöbelhaftesten Sprache. Thüm-
MiG antwortete im vierten Stück des oben angeführten Werkes No. XXXV
unter der Aufschrift: „Einige Anmerkungen wegen des JjI^bks-ecwi:' sehen
Ludicigs-Sterns'' auf jene heftige Streitschrift in einem anständigen
Tone, und damit hatte der Streit, so viel ich weiss, ein Ende.
Auch Flamsteed's tertia telescoinca ist nicht der kleine Comes
von C im Bären, sondern der Ludwigs-Stern.
155. Auszug aus einem Sclireibeu, deu you Cacciatore ge-
fuadeneii Nebeltleck betreffeud.
Bremen 1826, JuU 29.
[Schumachers Astronomische Kachrichteu, Bd. V, ö. 121, 122, August 1826.]
Zur beliebigen Ansicht lege ich die kleine Abhandlung von Caccia-
tore bei. Ich halte die Entdeckung eines neuen Nebelflecks allerdings
für ein sehr wichtiges Ereigniss, da sie grossen Einfluss auf unsere Be-
griffe vom Weltall haben rauss. Nur fragt es sich, 1. ist der von Cacciatoee
entdeckte Nebelfleck wirklich neu? d. i. war dort, wo Cacciatoee ihn am
19. März 1826 fand, vorher kein Nebelfleck sichtbar? Cacciatoee hat das
freilich sehr wahrscheinlich gemacht; allein zu völliger Ueberzengung
seinei- Leser hätte er angeben sollen, a) welcher Sterngrösse er die
Lichtstärke seines neuen Nebelsterns etwa gleich schätzte, h) ob die
Lichtstärke des neuen Nebelsterns eben so gross, oder gar grösser ist,
als die Lichtstärke anderer von La Caille bemerkter Nebelsterne,
c) ob dieser Nebelstern bei einer Erleuchtung des Feldes, wie sie
PiAzzi und Cacciatore gewöhnlich bei ihren Fixsternbeobachtungen
anwandten, sichtbar bleibt. — 2. Die zweite Frage ist: war das, was
Cacciatoee am 19. März sah, wirklich ein Nebelfleck oder ein Komet in
526 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne luxi Mond.
seinem scheinbaren Stillstande? Ich bin darüber nicht völlig beruhigt,
weil Cacciatore, wie er die Nachricht von seiner Entdeckung nieder-
schrieb, den vermeinten Nebelstern noch nicht lange verfolgt haben
konnte. — Es scheint mir also allerdings zweckmässig, die Astronomen
durch Ihre Astronom. Nachrichten aufzufordern, durch fortgesetzte Beob-
achtungen alle diese noch übrig bleibenden Zweifel zu heben und
Cacciatore's Entdeckung zu bestätigen oder zu berichtigen. Aber leider
kann das in Europa nur in Palermo selbst, in Neapel und höchstens
noch in Born geschehen ; auf allen übrigen Sternwarten bleibt er seiner
südlichen Deklination wegen gar zu niedrig, oder ganz unterm Horizont.')
156. Schreibeii, die Beobachtung eines Sternes in der Jung-
frau betrelfeud.
Bremen 1836, März 28.
[Scliajnacher^s Astronomische NachricbteD, Bd. XllI, S. 337 — 340. Juni lS3ti.J
Höchst wahrscheinlich wissen Sie von der merkwürdigen Beob-
achtung des Herrn Cacciatore in Palermo schon viel mehr als ich.
Ich kenne sie nur aus dem Bericht, den Arago darüber der Königlichen
Akademie der Wissenschaften zu Paris in ihrer Sitzung vom 15. Febr.
abgestattet hat. Er berichtet, in den Proceedings of the Royal Astroiio-
mical Society sei ein Brief von Cacciatore an den Kapitän Smyth,
den Verfasser der schönen Karte des mittelländischen Meeres, entlialten,
Avorin ersterer dem letzteren meldet: „er habe im Monat Mai (1835)
bei dem Stern XIP 17 Piazzi (Virginis 503 Mayeri 7., 8. Gr.) noch
einen anderen Stern 7., 8. Grösse gesehen und die Distanz beider Sterne
von einander genommen. Drei Tage nachher habe er mit Verwunderung
bemerkt, dass diese Distanz sich verändert habe. Die Bewegung des
einen Sterns in der Zwischenzeit sei etwa 10" in^, und 1' oder etwas
weniger gegen Norden gewesen. Nacliher sei schlechtes AX'ettor bis zu
Ende des Monats eingetreten, wo die helle Abenddämmerung keine
weiteren Beobachtungen in diesem Theile des Himmels gestattet habe.
Er habe deswegen dies neue Gestirn nicht weiter verfolgen können, das
er wegen seiner langsamen Bewegung für einen Kometen jenseits des
Uranus halte."
') Vergl. hierzn die Kenicrknng in No. 115, S. 442, wo Oi.bers ausfülirt. dass
dieser Nebelfleck schon immer dagewesen sei. Sch.
156. Schreiben, die Beobachtimg eines Sternes in der Jnngfran betreffend. 527
Man sieht, dass diese Nachricht sehr mangelhaft und unbestimmt
ist. Nicht einmal das Datum der beiden Beobachtungen wird angegeben,
so wenig als über die Distanz der beiden Sterne in der ersten Beob-
achtung, und wie genau diese Bestimmung war, etwas gesagt wird. Auch
bleibt es zweifelhaft, ob die 10" Fortrückung in ^ Zeit- oder Bogen-
Sekunden waren, vermuthlich wohl das erste. Herr Cacciatoee wird
sich über dies alles noch genauer zu erklären haben.
Unbegreiflich bleibt es, dass Cacciatoee einen ihm so merkwürdigen
Stern nicht auch ausser dem Meridian aufsuchte, der als ein Stern 7.,
8. Grösse leicht aufzufinden sein musste, und den er demnach bis zum
August hätte beobachten können. Doch sein Vorgänger Piazzi hatte
dasselbe bei der Ceres versäumt. Die Beobachtungen wurden 1801, den
15. Februar, aufgegeben, die sich ausser dem Meridian noch bis zum
April hätten fortsetzen lassen.
Für einen Kometen jenseits des Uranus wird wohl Niemand einen
Weltkörper halten, der sich als ein Fixstern 7., 8. Grösse zeigt. Wenn
Herr Cacciatoee sich nicht getäuscht hat, und dies ist von diesem
berühmten Astronomen nicht zu erwarten, so ist hier vielmehr ein
neuer Planet zu vermuthen; und vielleicht dürfte man dann, wegen
seiner so langsamen Bewegung, auf eine^i Planeten jenseits des Uranus
rathen, den bekanntlich Bouvakd und einige andere Astronomen schon
längst vermuthet haben. Ich sage vielleicht: denn es könnte auch ein
der Sonne viel näherer Asteroide sein, der eben nach seinem Stillstande
sich noch sehr langsam wieder vorwärts bewegte.
Indessen verdient es doch wohl gewiss eine Untersuchung, ob dies
ein solcher Planet jenseits des Uranus war, und diese Untersuchung
ist sehr leicht. War es nämlich ein solcher, so kann er sich jetzt,
nach der Proportion, die die Abstände der Planeten von der Sonne
nach unseren bisherigen Erfahrungen haben, nur höchstens 5° östlich
und etwas nördlich von No. 503 Mayeei entfernt befinden, und muss noch
mehr die Lichtstärke eines Sterns 7., 8. Grösse haben. Es ist also nur
mit einem Kometensucher nachzusehen, ob sich in dieser Himmels-
gegend ein solcher, vorher nicht dagetvesener Stern zeigt. Dies wird
dadurch sehr erleichtert, dass wir unter den von der Berliner Akademie
besorgten Sternkarten schon die 12. Stunde von Steinheil gezeichnet
haben, diese Karte also nur mit dem Himmel verglichen zu werden
braucht.
Da die bezeichnete Sterngegend jetzt in sehr bequemen Abend-
stunden sichtbar ist, so möchte ich Sie auffordern, diese Untersuchung
baldmöglichst zu unternehmen und den Raum nordöstlich von XII, 17
PiAzzi oder 503 Materi auf mehrere Grade sorgfältig zu durchspähen.
Gelingt es, den verdächtigen Fremdling aufzufinden, so ist eine sehr
528 Fixsterne, Nebelflecke, Stemscluiuppen, Sonne und Mond.
grosse Entdeckung gemacht, und dex* Planet wöi-d sich dann gleich im
Meridian weiter verfolgen lassen. Zeigt sich aber nichts Fremdes, so
wird doch durch eine solche Untersuchung erwiesen werden, dass das,
was Cacciatoke sah, höchstens ein Asteroide gewesen sein könne.
157. Heber den veräuderliclieu Stein im Halse des Scliwans.
[Zeitsolrift für Astronomie. U, September-Oktober 1816, S. 181—198.]
Die veränderlichen Sterne, die man bisher am gestirnten Himmel
bemerkt hat, können, dünkt mich, schicklich in fünf verschiedene
Klassen getheilt werden.
1. Die eigentlich sogenannten neuen Sterne (Stellae novae), die nur
auf einige Zeit, einmal, so viel wir wissen, sichtbar waren, und wovon
sowohl vorher als nachher keine Spur weiter zu bemerken gewesen ist.
Mit Gewissheit kennen wir deren nur drei: nämlich den berühmten
Stern von 1572 in der Cassiopeja, den im Fuss des Schlangenträgers
1604, und den Stern im Kopf des Scliwans 1G70.
2. Sterne, die periodisch wiederkehren, nachdem sie auf einige
Zeit ganz verschwunden sind. Bis jetzt kennen wir deren sechs: näm-
lich o Ceti, % Cygni, variab. Hydrae, 50 Caronae (nach Bodk's Yerzeichniss),
420 Leonis Mateei und Hakbeng's veränderlichen Stern in der Jung-
frau. Diese Klasse wird sich indessen vielleicht bald noch mit einigen
vermehren lassen.
3. Sterne, die immer eine mehr oder weniger periodische Lichtwand-
lung zeigen, ohne je ganz zu verschwinden, als Algol, ß Lyrae, ij Äntinoi,
6 Cephei, a Hercidis, Pigott's Stern im Sobieskischen Schild u. a. m.
4. Sterne, die einige Zeit einen Lichtwaudel gezeigt haben, jetzt
aber unveränderlich sind, als der Stern F auf der Brust des Schwans,
ein Stern bei No. 53 Virginis, u. s. "vv.
5. Sterne, die beständig nach und nach an Licht ab- oder zunelnneu;
z. B. a Draconif!, d Ursae mujwis, ß Aquilae haben wahrscheinlich an
Licht ab-, a Sagittarü und e Pegasi vielleicht an Licht zugenommen.
Mehrere .\stronomen haben geglaubt, dass auch die Sterne der
ersten Klasse zur zweiten zu rechnen sein, und gleich diesen nui- nach
längeren Zeiträumen periodisch wiederkehren möchten. Von ehemaligen
Erscheinungen des Sterns in der Cassiopeja will man selbst in Chroniken
Nachrichten gefunden haben. Das periodisclie Wiederkehren dieser
Sterne la.sse ich dahin gestellt sein; aber, wenigstens die Sterne von
157. Ueber den verändeiliclieu Steru im Halse des Schwans. 529
1572 und 1604 waren dadurch wesentlich von den Sternen der zweiten
Klasse verschieden, dass sie plötzlich in ihrem grössten Glänze sichtbar
wurden. Von dem viel kleineren Stern von 1670 lässt sich dies nicht
so gewiss behaupten. Dieser unterschied sich auch dadurch von den
beiden übrigen, dass er, nachdem er schon ganz verschwunden war,
wieder sichtbar wurde, und noch zwei Mal die vorige dritte Grösse
erreichte.
Zu den Sternen der dritter Klasse mögen die mehrsten Fixsterne ge-
hören, und vielleicht giebt es keinen, der nicht einigen Lichtwande! hätte.
Wir bemerken ihn nur, wenn er sehr auffallend ist. üebrigens ist die
Erklärung dieses periodischen Lichtwandels durch die Rotation dieser
Sterne um ihre Axe, und eine verschiedene Lichtstärke der einzelnen
Theile ihrer Oberflächen zu natürlich, um nicht als höchst wahrscheinlich
angenommen zu werden.
Die vierte Klasse mag zum Theil der ersten, zum Theil der dritten
Klasse nahe verwandt sein.
In wiefern die bei der dritten Klasse angenommene Erklärung auch
auf die Sterne der zweiten Klasse passen kann, ist noch nicht so ganz aus-
gemacht. Wenigstens reicht man mit der Voraussetzung einer Eotation
und einer theihveise dunklen und hellen Oberfläche noch bei weitem
nicht aus, die Erscheinungen, die sie darbieten, vollständig zu erklären.
Vielmehr kommen Anomalien dabei vor, wovon sich nicht leicht eine Ur-
sache angeben lässt, und die uns noch zu wahrscheinlichen Vermuthungen
über eigene Sonderbarkeiten in dem Naturbau dieser entfernten Sonnen
führen dürfen. Allein ehe man eine Hj^pothese, eine Theorie über die
abwechselnden Erscheinungen dieser höchst merkwürdigen Sterne mit
Hoffnung eines Erfolgs wagen kann, muss man alle Umstände, die sie
bei ihrem Lichtwechsel zeigen, vollständig kennen, und daran fehlt noch
viel. Nur lange fortgesetzte sorgfältige Beobachtungen können uns
diese Kenntniss verschaflen, die man aber besonders in neueren Zeiten
sehr vernachlässigt hat. Zwar ist einer dieser Sterne, o oder Mira
Ceti von den Astronomen einer grösseren Aufmerksamkeit gewürdigt
worden, aber man sieht doch aus dei- vortrefi'lichen Abhandlung, die
uns der verdiente Professor ^^'uBJI über diesen Stern gegeben hat, dass
auch für ihn noch viel zu thun, noch viel zu wünschen übrig bleibt.
Der veränderliche Stei'n im Halse des Schwans ist viel weniger
beobachtet worden. Und doch verdient dieser Stern des Schwans ganz
vorzüglich zur Untersuchung der näheren Umstände des Lichtwandels
der periodisch verschwindenden und wiedererscheinenden Sterne ange-
wandt zu werden. Die Phasen von o Ceti können in manchen Jahren
gar nicht, in manchen nur unvollständig beobachtet werden, weil er
fast vier Monate jedes Jahres unter den Sonnenstrahlen unsichtbar ist;
Olters I 34
530 Fixsterne, Nebelflecke, Steruschmippeu, Sonne uud Mond.
y Cijgn'i hingegen ist beständig in bequemen Nachtstunden über unserem
Horizont. Auch lässt sich die grösste Lichtphase bei Mira Cygni viel
genauer bestimmen, als bei Mira Ceti, da man jenen immer mit sehr
nahen Sternen vergleichen kann.
Die Ursache, warum die Beobachtungen von ■/ Cijgni noch mehr
vernachlässigt werden, als von o Ceti, liegt wohl zum Theil darin,
dass o Ceti so leicht, der veränderliche im Schwan ungleich schwerer
am Himmel aufzufinden ist. Mira Ceti steht in einer verhältnissmässig
sehr sternleeren Gegend, und man kann ilm deswegen leicht, wenn er
auch noch so klein ist, erkennen. Mira Cygni hingegen in der ]\nich-
strasse, von sehr vielen kleinen Sternen umgeben, ist sclnverer darunter
herauszufinden, und man muss gut orientirt sein, wenn mau ihn, so
lange er noch sehr klein ist, gleich erkennen will. So übertrilft auch
o Ceti in seinem grössten Glänze oft die Sterne zweiter Grösse, und
lässt sich dann nicht übersehen, da hingegen Mira Cggni, nur sehr selten
die vierte Grösse erreichend, sich nie sonderlich unter den übrigen Sternen
des Schwans auszeichnet. Deswegen kennen aucli nur sehr wenige
Astronomen diesen veränderlichen Stern; fast alle nehmen ■/ Fi.a.^steed
dafür an, den B.\ykr ausser dem Bilde richtig neben seinem x ver-
zeiclmet hat.M Der wahre •/_ Bayebi, oder der wirklich veränderliche
Stern kommt in keinem unserer Stern Verzeichnisse, in keiner unserer
neuen Himmelskarten vor; immer wird x Flamsti'.kb dafür ausgegeben.
Nur PiAzzi unterscheidet den veränderlichen Stern von x Flamsteed;
aber der Stern, den er nun den veränderlichen nennt, ist ein unver-
änderlicher Stern 7. Grösse, derselbe, den Kikcie in den Miscell. Berol.
mit -T, in den Philosoph. Transad. mit e bezeichnet.
Indessen fehlte es nicht an Hülfsmitteln, diesen Stern am Himmel
zu unterscheiden. Seinen wahren Ort hat zuerst Pigott mit erforder-
licher Genauigkeit bestimmt. Nachher hat ihn Dr. Koch gleichfalls
beobachtet. Auch kommt er in der Histoire Celeste vor, wo er (übrigens
unerkannt, denn auch La Lande hielt x FiiAMSTEEn für den veränder-
lichen) als ein Stern 8. Grösse am 13. August 1793 den 3. Faden um
19^ 42' 58,0" mit einer Zenithdistanz von 16" 25' 12" passirte. Für
1800 folgt aus diesen drei Bestimmungen:
^li med. Dcklin. Bor.
Piü(jTT 295" 43' 9" 32° 25' 0"
Histoire Celeste 295" 4:1' 12" 32" 24' 55"
Dr. Kocn 295" 43' 5" 32" 24' 48"
so dass also diese Angaben ziemlich gut übereinstimmen.
') Eben dieser Umstand, dass Fi-.vmstkki» einen ganz anderen Stern als ]'>aykr
mit / bezeichnet hat, ist an vielen TMissvcrständuissen, vielen Verwirrungen Schuld.
157. Ueber den veränderliclien Stern im Halse des Schwans. 5.3X
Auch hat man mehrere Abbildungen der Lage des veränderlichen
Sterns gegen die umstehenden Sterne. Die sehr rohe, in dem ersten
Bande der Miscell. Berolln. von Kikch ist doch in Ansehung der
wenigen Sterne, die sie enthält, sehr treu. Viel mehr Sterne enthält
das kleine Kärtchen in den Philos. Transact. abbr. Tom. IV, das aber
gar zu klein ist, um die gehörige Deutlichkeit zu haben. Brauchbar
zur Auffindung des Sterns, wenn er die 7. Grösse erreicht hat, ist
Heinsius' Zeichnung von dem südlichen Theil des Schwans im 2. Bande
der neueren Petersburger Kommentarien; nur wird man den Stern, so
lange er noch sehr klein ist, schwerlich darnach finden können. Die
Abbildung von Le Gentil in den Pariser Memoiren von 1759 ist von
geringem Nutzen, sie giebt nur einige wenige, zum Theil sehr kleine
Sterne, die südwärts von dem veränderlichen stehen, in Verbindung
mit diesem an. Endlich hat auch Pigott in den Philos. Transact. Vol.
LXXXVI einen Holzschnitt gegeben, der viele Sterne, nach dem Augen-
maass eingezeichnet, ziemlich richtig enthält; doch kann ich den Theil
der Zeichnung, der die Sterne zunächst südlich von dem veränderlichen
darstellen soll, nicht mit dem Himmel in üehereinstimmung bringen.
Unter diesen Umständen scheint es mir doch nicht überflüssig,
eine neue hinreichend genaue und deutliche Karte von dieser Himmels-
gegend zu geben. Ich habe dabei nichts auf eine blosse Schätzung
ankommen lassen, sondern den Ort der Sterne, die ich nicht in Piazzi,
BoDE oder der Histoire Celeste fand, durch's Kreismikrometer bestimmt.
Ich lasse am Schlüsse dieser Abhandlung ein Verzeichniss der um
Mira Cygni herumstehenden Sterne folgen; in die Karte habe ich aber
nur die Sterne bis zur 9. Grösse, die man noch bequem mit einem
Kometensucher sehen kann, eingetragen. Ich bemerke nur noch, dass a
etwas heller als b, und beide heller als 300 P sind, dass von den
beiden Sternen 7. Grösse z und n (295 P) der erstere der grössere ist,
und dass die drei Sterne x Flamsteed, 67 und 72 Bode zwar alle
drei von der 6. Grösse angegeben werden, dass aber % Fl-uusteed bei
weitem lichtstärker ist, als 67 Bode, und 67 Bode wieder den Stern
72 Bode etwas an Glanz übertrifft.
Die grösste Lichtphase des Sterns habe ich im vorigen Jahre, 1815,
sehr sorgfältig beobachtet. Nachdem ich den Stern einige Wochen ver-
geblich gesucht hatte, sah ich ihn zuerst am 29. August so gross als
die beiden Sterne a und b. Am 3. September war er schon merklich
grösser als diese Sterne, aber kleiner als rr und t. Am 8. fast dem
n gleich, noch etwas kleiner als t, den 11. war er dem n und den 13.
und 14. auch dem t völlig gleich. Am 15. schon grösser als i, aber
kleiner als 72 Bode. Am 19. noch kleiner als 72 Bode. Allein am 22.
schon grösser als 72 Bode, völlig so gross als 67 Bode. Am 24. grösser
34*
532 Fixsteme, Nebelflecke, Sternschuuiipeu, Sonne und Mond. ^
als G7, dem ^ Flamsteed fast gleich. Am 26. schien mir y^ Flamsteed
doch noch etwas heller, als der veränderliclie. Am 28. und 29. Sept.
durchaus kein Unterschied unter beiden zu bemerken. Am 3. Oktober
noch kein merklicher Unterschied; \1elleicht der veränderliche etwas
weniges lichtstärker, doch offenbar kleiner als (p und viel kleiner als »;.
Am 5. und 7. Oktober war er etwas weniges grösser als y Flajistked,
doch der Unterschied sehr unbeträchtlich, cf war heute (7. Oktober)
kleiner*) als beide Sterne. Am 10. und 11. Oktober der veränderliche
und y Flamsteed völlig gleich. Am 13. und 16. der Unterschied noch
sehr unbeträchtlich, doch wohl der veränderliche etwas kleiner; am
18. Oktober gewiss kleiner. Am 20. nocli immer selir wenig kleiner.
Am 22. kleiner als y^ Flamsteed, viel grösser als 67 und 72 Bode.
Am 26. noch immer grösser als 67 Boni;. Den 30. Oktober fast
gleich 67. Am 1. November doch noch etwas grösser als 07 und 72.
Am 3. November beiden gleich. Am 12. November kleiner als 72,
gi'össer als t und .-r. Am 14. dem t gleich. Den 19. noch fast so
gross als t und n. Am 21. kleiner als ti. Den 26. viel kleiner als t
und -t:, viel grösser als a. Am 8. December noch viel grösser als a.
Am 11. December noch grösser als a, doch nur wenig. Am 10. December
kleiner als a, so gross wie h. Am 31. December kleiner als h. noch
fast so gross wie 300 Piazzi. Aus diesen Beobaclitungen lässt sich
mit ziemlicher Sicherheit bestimmen, dass der veränderliche Stern am
7. Oktober 1815 seine grösste Lichtstärke erreicht habe, wobei er
aber diesmal sich wenig grösser als die Sterne 6. Grösse zeigte, da er
sonst zuweilen dem Stern t] 4. Grösse gleich wird.
Von älteren Beobachtungen über die grösste Lichtphase diese-s
Sterns seit 1686, in welchem Jahr GoxTFKiEn Kirch zuerst die perio-
dische Lichtwandlung desselben entdeckte, habe ich nur folgende auf-
finden können. Ich bezeichne diejenigen, deren ich mich nebst der
meinigen zur Aufsuchung der Periode bedienen werde, mit einem
1687 November 28. Kirch*
1695
August
29.
KlllCH
1605
September
1.
Mai{.\ldi*
1712
April
20.
Mahaldi*
1747
November
7.
Hkinsius*
1747
November
11.
Le GeNTIIi
') f Cygni hat offenbar einen kleinen, weaingleich unbedeutenden Lichtwandet
vermöge dessen dieser Stern zwischen der 5. und 6. Grösse wechselt. Am 10. und
11. Oktober war <p wieder grösser als x Flamsteed, hingegen am Ki. krin Ihiter-
schied unter beiden zu bemerken. Lk Gentii, hat sich zum Theil der Vergleiilinng
des f mit dem veründerlichcn bedient, die Ijiclit]ihascn de.n letzteren zu bestimmen,
wozu sich dieser Steni seine.s eigenen Lichtwandels wegen nicht schickt.
I I
157. Ueber den veraiulerlichen Stern im Halse des Schwans. 533
1756 September 12. Le Gentil
1757 Oktober 19. Le Gentil
1758 November 25|. Le Gentil
1783 Julius 9. PiGOTT
1784 August 4. PiGOTT
1785 September 1. Pigott*
1799 Januar 16. Dr. Koch*
1815 Oktober 7. Olbees*
Die Beobachtungen von Kihch liabe ich aus Mi^cellaneis Berolinen-
sih(^ Tom. I genommen, wo Kikch in einer Tafel alle berechneten grössten
Lichtphasen bis zum Jahr 1713 mittheilt. Da Kiech diese Tafel erst
1710 hier bekannt machte, und sagt, alle bisherigen Beobachtungen
stimmten damit überein, so kann man die Angaben der Tafel bis zum
Jahr 1709 gewissermaassen sämmtlich als Beobachtungen ansehen. Be-
sonders muss dies von der ersten für 1687 gelten, die den übrigen
zur Epoche dient.^) Für 1695 ziehe ich Maealdi's wirkliche Beob-
achtung vor, und habe nur Kikch's Angabe dabei gesetzt, um zu zeigen,
wie nahe beide mit einander übereinkommen. Aus ähnlichem Grunde
sind für 1747 Heinsius' und Le Gentil's Bestimmungen angeführt,
obgleich unstreitig die von Heinsius den Vorzug verdient. Heinsius
stellte seine Beobachtungen auf die rechte Art, mit einem schwach
vergrössernden Fernrohr, Le Gentil mit blossen Augen an. Letzteres
kann aus mehreren Gründen nicht dieselbe Sicherheit geben, und des-
wegen halte ich auch Le Gentil's folgende Bestimmungen für nicht
sehr genau. Auch den PiGOTT'schen Beobachtungen möchte ich keine
grosse Schärfe beilegen, weil mir dieser Beobachtungen, besonders 1783
um die Zeit der grössten Lichtphase, zu wenige scheinen, und Pigott,
wie ich unten näher erwähnen werde, eine falsche Meinung von der
Zu- und Abnahme der Lichtstärke unseres Sterns hatte. Von Koch's
Beobachtung sind mir zwar keine näheren umstände bekannt, man
kann ihr aber alles Zutrauen schenken, da der in diesen Beobachtungen
so geübte Astronom die rechte Methode dabei befolgte. Gewiss hat dieser
verdiente Gelehrte seit 1799 noch mehrere Bestimmungen der grössten
Lichtstärke gemacht, durch deren Mittheilung er sich die Sternkundigen
sehr verpflichten würde.
') KiKCH verspiicht ein eigenes opuscidxmi über diesen Stern herauszugeben,
das alle seine Beobachtungen vollständig enthalten sollte, woran er wahrscheinlich
durch seinen bald darauf erfolgten Tod verhindert worden ist. Aus seinen Ephemeriden
oder Christen-, Juden- und Türken-Kalendern, die ich nie habe zu Gesicht bekommen
können, Hessen sich vielleicht mehrere Original-Beobachtungen ziehen. Auch findet
sich wahrscheinlich noch etwas über diesen Stern in seinen Handschriften, die, wie
ich glaube, die Berliner Sternwarte besitzt.
534 Fixsterne, Nebelflecke, Sternsclumppeii, Sonne und Mond.
KiBCH bestimmte die Periode des Sterns auf 4041 Tage. Makaldi
auf 405 Tage. Hedtsius findet 405| bis 405f Tage. Le Gentil
405^. PiGOTT aus Yergleirliung mit Iviech's Beobachtung von 1687,
die er aber nicht ganz richtig annimmt, 406 Tage. Aus seinen eigenen
Beobachtungen, unter sich vergliclien, folgt nur eine Periode von 392
bis 393 Tagen. Er sagt, ohne die Gründe für diese gewiss ii'rige
Behauptung anzugeben, man werde die mittlere Dauer einer Periode
nur 396 Tage 21 Stunden finden. Wahrscheinlich nahm er zwischen
1687 und 1785 statt 88 Perioden 90 au, um so die mittlere Dauer
mit der aus seinen eigenen Beobachtungen folgenden mehr in Ueberein-
stimmuug zu bringen. Kincii's Beobachtung setzt er 1687 November 20.,
sollte sein November 28. Ich brauche kaum anzuführen, dass eine
Periode von 396 Tagen 21 Stunden schlechterdings nach Kiucn's,
Mau.vldi's, Heinsius' u. s. yv. Beobachtungen nicht Statt finden kann.
Endlich folgert Koch aus Vergleichung einer Beobachtung mit Le G]:ntil
eine Periode von 407 Tagen.
Schon aus diesen verschiedeneu Angaben scheint zu erhellen, dass
die Dauer der Periode seit 1687 immer zugenommen habe. Dies wird sich
noch mehr bestätigen, wenn wir den ganzen Zeitraum von 1687 — 1815
in verschiedene Zeitabschnitte eintheilen.
Von 1687—169.5 7 Perioden von 2 834 Tagen, also jede Periode 404i Tage
„ 1695—1712 15 „ „ 6 075 „ „ „ „ 405,0 ,,
„ 1712-1747 32 „ „ 12 984 „ „ „ „ 405} „
„ 1747-1785 34 „ „ 13 813 „ „ „
„ 1785-1799 12 „ „ 4 885 „ „ „
„ 1799—1815 15 „ „ 6 107 „ „ „ ,
Mittel: 1687—1815 115 Perioden von 46 698 Tagen, also jede Periode 406,f5Tage
Die Periode ist also jetzt über 2\ Tage länger, als sie es zu
Kikch's Zeiten war. Die natürlichste Voraussetzung ist, dass sie
während des Zeitraums der bisherigen Beobachtungen gleichförmig zu-
genommen habe. Nach dieser Voraussetzung habe ich durch die Metliode
der kleinsten (Quadrate,*) die anfängliche mittlere Dauer der Periode,
und ihre jedesmalige Zunahme zu bestimmen gesucht. Es sei z der
Fehler der ersten Beobachtung, so dass die grösste Lichtstärke des
Sterns im Jahr 1687 den 28. November = +^- Statt fand. Forner sei
die damalige l'eriode von 405 -|- .r Tagen und jede folgende Perioile um
0,021 -|- 2/ Tage grösser gewesen, als die vorhergehende. Ist demnach
406,^
40 7^',
407^^
»
') Teil benutze diese (ieli'!,'cnlieit, da ich zum ersten Male der Methode der
klciimten Quadrate iiff'entlidi erwähne, zu bezeugen, dass Professor Gau-ss bereits im
Junius 1803 die Güte hatte, mir diese Methode, als liinK.st von ihm gebraucht, uiit-
zntlieUen, und mich über die Ajiwendung derselben zu belehren.
157. Ueber eleu verändeiiicheu Stern im Halse des Schwans. 535
die für m Perioden nach 1687 den 28. November beobachtete Zwischen-
zeit = A, so hat man die Gleichnng
z= A — m ■ 405 — m ■ — - — 0,021 — mx — ni ■ — J- ■ y.
2 2
Aus den sieben so erhalteneu Gleichungen fand ich 2" = + 0,067,
x = — 0,253 377 und t/ = + 0,001 890 8. Damit war also die Periode
1687 = 405 + X Tage = 404,746 6 Tage = 404 Tage 17 Stunden 55'.
Jede folgende Periode war länger 0,022 89 Tage, oder Stunden 32' 58"
cnd jetzt 1815 ist die Dauer der Periode = 407,379 1 Tage = 407 Tage
9 Stunden 6'.
Diese gefundene Periode mit ihrer Zunahme stellt die zum Grunde
gelegten Beobachtungen sehr gut dar, wie aus folgender Vergleichung
erhellt, wobei -j- bedeutet, dass die grösste Lichtphase später, — , dass
sie früher nach obigen Werthen für x, y, z hätte eintiillen sollen, als
sie beobachtet worden ist:
1687 Nov. 28. + 0,067 Tage
1695 Sept. 1. —0,143 „
1712 April 20. -}- 1,219 „
1747 Nov. 7. —2,689 „
1785 Sept. 1. + 1,344 „
1799 Jan. 16. — 0,739 „
1815 Okt. 7. + 0,543 „
Der grösste Fehler geht also nur auf 2f Tage, welches für diese Art
Beobachtungen sehr wenig ist.
Allein schon M.\kaldi bemerkt, dass die Perioden dieses Sterns,
eben wie die von Mira Ceti oft Anomalien von einem Monat zeigen,
indem die Zwischenzeit zwischen zwei grössten Lichtphasen zuweilen
13, zuweilen 14 Monate betrage. Von diesen Anomalien geben uns auch
die angeführten Beobachtungen Beispiele. Ich habe zwar bemerkt, dass
Le Gentil's und Pigott's Bestimmungen mir nicht sehr sicher scheinen,
aber der Fehler kann doch nicht wohl über 8 Tage betragen. Hin-
gegen weicht die gefundene Periode von ihren Beobachtungen viel
stärker ab, als dass dies durch Beobachtungsfehler erklärt werden
könnte, wie aus folgender Vergleichung erhellt.
Beobachtung Rechnung Uaterschied
1756 Sept. 12 Sept. 26,00 + 14,00 Tage
1757 Okt. 19 Nov. 6,18 + 18,18 „
1758 Nov. 25,5 Dec. 16,40 +20,90 „
1783 Jul. 9 Juu. 11,78 —27,22 „
1784 Aug. 4 Jul. 22,55 —12,45 „
536 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Offenbar kommen die Liclitphasen zu Le Gentil's Zeiten früher,
in den Jahren 1783 und 1784 später, als sie irgend eine auch mit den
übrigen Beobachtungen stimmende Periode geben kann. Es wird noch
vieler Beobaclituugen bedürfen, um die Gesetze dieser Anomalien kennen
zu lernen; und ehe wii' hierin nicht deutlicher sehen, scheint mir keine
ginindliche Theorie dieser veränderlichen Sterne möglich.
PiGOTT behauptet, und La Lande hat es ihm nachgeschrieben, ,
unser veränderlicher Stern im Schwan sei der einzige, der in gleicher
Zeit zunehme und abnehme, das ist, der eine gleiche Zeit gebrauche,
von der 10. Grösse bis zur grössten Lichtstärke zu wachsen, und die-
selbe Zeit, um von da bis zur 10. Grösse wieder abzunehmen. Dies ist
ganz irrig, und eben diese falsche Voraussetzung muss auf Pigott's Be-
stimmungen der Zeit der grossen Lichtphase eingewirkt, und ihn diese
zu spät haben angeben lassen. Der Stern nimmt eben wie Mh-a Ceti un-
gleich geschwinder zu als ab. Dies zeigt sich aus meinen, dies auch
aus Le Gextil's Beobachtungen, und schon Makaldi hat es bemerkt.
Utraque Stella (nämlich o Ceti und mira Cyijni) citius augetur, quam
minuitur, nam (mira Cygni 1695) intra 13 dies a 30. Julii ad 12 usque
Augusti tantlindem aucta est, quantum per 26. dies fuit immimda; nempe
totidem dies numerantur a 19. Septembris, quo Stellas quintcv magnitudinls
wquabat, usque ad 15. Octobris, quo videri desiit. Auch meine Beobach-
tungen scheinen nicht sehr von Mahaldi's Eesultat, dass der Stern
nämlich fast noch einmal so viel Zeit gebraucht, abzunehmen, als zu-
zunehmen, abzuweichen. Nach ihnen verliossen 39 Tage, ehe der Stern
von der 9. Grösse an die grösste Lichtstärke erreichte, hingegen nach
der grössten Lichtstärke dauerte es 73 Tage, bis er wieder zur 9. Grösse
herunterkam. Nimmt man auf diese, so viel langsamere Abnahme des
Sterns Rücksicht, so werden wir die grössten Lichtphasen aus Pigott's
Beobachtungen 1783 auf den 30. Junius und 1784 auf den 1. August
zurückbringen können, wodurch denn die Unterschiede von unserer
Formel bis auf 18 und 9 Tage vermindert werden. Auch muss dann
nach Heinsiu.s' Beobachtungen die grösste Lichtphase im Jahr 1747
ein paar Tage vor dem 7. November eingefallen sein, welches mit der
Rechnung noch näher übereinstimmt.
Merkwürdig scheint es mir noch zu sein, dass der veränder-
liche Stern im Schwan (wenigstens bei abnehmendem Lichte, frülier
bin ich nicht aufmerksam darauf gewesen) ein viel rötheres Licht
hat als X Fi-amsteed. Audi o Ceti hat rothes Licht, und der veränder-
liche in der "Wasserschlange ist von auffallend rothem, kupferfarbenem
Licht.
Um die künftigen Zeiten der grössten Lichtphasen unseres Sterns
zu bestimmen, kann man sich nach den oben gefundenen Werthen für
157. lieber den veränderlichen Stern im Halse des Schwans. 537
die Periode, und der allmäligen Zunahme derselben, folgender Formel
bedienen :
T= 1815 . 280,543 Tage + m . 407,3905 -\-^m-. 0,114 454,
wo m die Anzahl der seit dem 7. Oktober 1815 verflossenen Perioden
bedeutet. Nach ihr findet sich, dass der Stern 1816 den 17. November,
1817 den 31. December, 1819 den 11. Februar, 1820 den 22. März,
1821 den 4. Mai u. s. w. seine grösste Lichtstärke erreichen sollte. In
Ade fern die Erfahrung diese Eechnungsresultate bestätigen wird, und
ob sich nicht bald wieder eine von den erwähnten Anomalien äussern
dürfte, muss die Zeit lehren.
Ich werde mich nicht damit aufhalten, eine missliche, mir selbst
noch bei weitem nicht genügende Hypothese aufzustellen, wie die Ver-
änderungen dieses merkwürdigen Sterns zu erklären sein möchten,
sondern ich will nur noch einmal das, was wir von seinen Erscheinungen
bisher wissen, kurz zusammenfassen.
1. Die Periode der Lichtwandluug dieses Sterns hat von 1687
an bis jetzt immer zugenommen, und ist im Mittel jetzt über 2^ Tage
grösser, als sie vor 128 Jahren war. Sie ist aber Anomalien unter-
worfen, so dass der Stern zuweilen drei bis vier Wochen früher, zu-
weilen eben so viel später seine grösste Lichtstärke erreicht, als er sie
ihrem mittleren regelmässigen Gange nach erreichen sollte.
2. Der Stern nimmt viel und beinahe um das Doppelte gesch-ninder
zu als ab.
3. Er erreicht in seiner grössten Lichtphase nicht immer dieselbe
Grösse, oft wenig mehr als der 7. (1688, 1689, 1700, 1701, 1783), oft
sogar der 4; gewöhnlich bleibt er zwischen der 5. und 6. Grösse.
4. Er verändert seinen scheinbaren Ort unter den übrigen Fix-
sternen nicht.
5. Er ist auch mit sehr guten Fernrohren höchstens sechs Monate
zu sehen, und bleibt über sieben Monate völlig unsichtbar.
AUe diese Umstände muss derjenige in Betrachtung ziehen, der
uns die Lichtveränderungen dieses Sterns befriedigend erklären will.
Man wird aus diesem Aufsatz, wie aus Wcem's Abhandlung über
Mira Ceti sehen, wie sehr es noch an einer hinreichenden Reihe mit
gehöriger Genauigkeit angestellter Beobachtungen über die, doch so
merkwürdigen, veränderlichen Sterne fehlt. Möchten sich doch mehrere
Liebhaber der Sternkunde mit diesen gar nicht unangenehmen und zeit-
raubenden Beobachtungen anhaltend beschäftigen, zu denen weiter nichts
erforderlich ist, als ein massig vergrösserndes Fernrohr, das wo möglich
noch die Sterne 9. Grösse deutüch zeigt.
538 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Yerzeichniss de)- in der Nähe von ■/_ Cygni befindlichen Sterne für 1800.
Grösse
Gerade Auf-
steiffunff
Ver-
ände-
rung:
Nördliche
Äbweichuna:
I Ver-
ände-
rnnsr
Bemerkungen
1. 0.
293" y
10"
+ 33,7
33» 31' 39"
+ 7,8
59 BoDK.
2. 8.
293« 10'
30"
+ 33,2
34« 41' 41"
+ 7,8
3. 8. 9.
293" 12'
7"
+ 33,2
34« 47' 44"
+ 7,9
4. 7. 8.
293» 30'
31"
+ 34,3
32» 37' 2.5"
+ 8.0
5. 6.
293» 45'
53"
+ 34,5
31» 57' 44"
+ 8.1
67 BoDE.
6. 8.
293« 52'
26" 1 + 33,7
33« 57' 25"
+ 8.1
7. 8. 9.
293« 59'
5"
+ 34,8
81« 36' 39"
+ 8,1
8. 6.
294« 4'
48"
+ 33,7
33» 41' 38"
+ 8.2
72 BoDE.
9. 7.
294» 16'
48"
+ 33,6
33» 56' 29"
+ 8,2
78 BoDE.
10. 8.
294« 22'
23"
+ 35,1
80» 56' 51"
+ 8,2
11. 8.
294» 29'
18"
+ 34,1
33» 8' 57"
-J-8,3
12. 6. 7.
294» 35'
57"
+ 33,5
34» 32' 1"
+ 8,4
PiAzzi Ho. XIX n. 278.
13. 8.
294» 38'
0"
+ 34,9
81» 38' 12"
+ 8,4
14. 6.
294» 42'
32"
-1-34,1
33» 16' 14"
+ 8,4
;?Flam., 81 BoDE, 282 Piazzi.
15. 7.
294» 43'
50"
+ 84,5
32» 24' 21"
+ 8,4
T Kirch.
16. 9.
294« 49'
30"
+ 34,2
32« 54' 13"
+ 8,4
Piazzi, alt. Kat. Anmerkung
zu 295 Piazzi.
17. 7.
295» 2'
44"
+ 35,1
31« 1' 1"
+ 8,5
290 Piazzi.
18. 10.
295» 7'
51"
+ 34,6
32« 27' 0"
+ 8,5
19. 10.
295« 13'
14"
+ 34,6
32» 28' 36"
+ 8,6
20. 10.
295» 14'
29"
+ 34,6
32« 28' 16"
+ 8,6
21. 10.
295» 17'
0"
+ 34,5
32» 1.3' .30"
•+8,6
22. 10.
295« 17'
8"
+ 34,5
32» 11' 14"
+ 8,6
23. 7.
295« 18'
11"
+ 34,3
82» 56' 43"
+ 8,6
295 Piazzi von ihm für den
veräuderl. gehalt. jt Kmcu.
24. 7.
295» 19'
0"
+ 33,4
34» 48' 59"
+ 8,6
86 BoDE.
25. 9.
295« 20'
25"
+ 34,5
32» 18' 5"
+ 8,6
a Kirch.
26. 10.
295» 20'
38"
+ 34,5
32» 8' 46"
+ 8,6
27. 10.
295« 28'
41"
+ 34,5
38» 27' 50"
+ 8,6
28. 8. 9.
295« 30'
32"
+ 34,4
32« 46' 54"
+ 8,6
300 Pi-uzi.
29. 9.
295» 35'
18"
+ 34,4
32« 8' 46"
+ 8,7
b Kirch.
30. 10.
295» 36'
56"
+ 34,5
32« 38' 34"
+ 8,7
31. 8. 9.
295» 40'
54"
+ 33,9
33« 51' 32"
+ 8,7
32. Var.
295« 43'
12"
+ 34,6
32« 24' 55"
+ 8,7
Z Bayeri, der veränd. Stern
von Kirch.
33. 8. 9.
295« 43'
51"
+ 33,9
33« 53' 4"
+ 8,7
34. 10.
295« 44'
34"
+ 34,4
82» 46' 47"
+ 8,7
35. 10.
295» 45'
42"
+ 34,4
32» 44' 26"
+ 8,8
36. 8. 9.
295» 55'
28"
+ 34,0
33» 28' 14"
+ 8,8
37. 10.
295» 57'
6"
+ 34,4
32« 35' 48"
+ 8,8
38. 7. 8.
296» 2'
13"
+ 84,0
33« 33' 49"
+ 8,8
39. 10.
296» 5'
46"
+ 34,3
32» 26' 44"
+ 8,8
158. Noch etwas über den veriinderliclien Stern ■/_ Bayeri im Schwan. 539
Grösse
Gerade Auf-
steigung
Ver-
ände-
rung
Nördliche
Abweichung
Ver-
ände-
rung
Bemerkungen
40. 8.
296« 18' 1"
+ 34,0
33» 40' 37"
+ 8,9
41. 8.
296° 25' 58"
+ 34,1
33» 26' 9"
+ 8,9
42. 7.
296» 33' 25"
+ 33,9
34» 4' 12"
+ 8,9
43. 7.
296" 37' 40"
+ 34,3
33» 15' 49"
+ 9,0
100 BODE.
44. 8.
296° 42' 2"
+ 34,7
32» 36' 1.5"
+ 9,0
45. 7. 8.
296° .52' 6"
+ 33,8
34» 22' 50"
+ 9,1
46. 8.
296» .54' 17"
+ 34,8
32» 12' 24"
+ 9,1
47. 7. 8.
297» 6' 24"
+ 34,7
32» 32' 14"
+ 9,1
48. 4.
297» 12' 0"
+ 33,8
34» 33' 38"
+ 9,2
«.21Fl.,107Bode,344Piazzi.
49. 8.
297» 13' 9"
+ 34,9
32» 17' 27"
+ 9,2
158. Noch etwas ül)er den verändeiiiclien Stern i Bayeri im
Schwan, nehst einigen Beohaclitnngen über Yariahilis Hydrae.
Im Jahre 1818 geschrieben.
[Scliumacher's .Tahrbuch für 1841, S. 83—105.]
Die kleine Abhandlung über den veränderlichen Stern im Halse
des Schwans, die im ersten Jahrgange der Zeitschrift für Astronomie
eingerückt ist, hat mir mehrere Zuschriften von Astronomen und Lieb-
habern der Sternkunde verschafft. Unter anderen fand ich mich mit
einem Briefe des so hochverdienten und von mir hochverehrten Pro-
fessors Wurm beehrt und erfreut, der über meinen Aufsatz einige
gegründete Erinnerungen und Bemerkungen macht. Der gütigen, oft
erfahrenen Freundschaft des Herrn Professors und Ritters Bode habe
ich die Mittheilung einiger handschriftlichen Beobachtungen von Gott-
FEiED und vorzüglich von Cheistfeied Kiech zu verdanken, wovon
letztere sehr wichtig und bisher noch ganz unbekannt sind. Ueberdem
habe icli die Phasen des Sterns nun auch in den Jahren 1816 und
1817 beobachtet; und so glaube ich zu meiner ersten Abhandlung einen
kleinen Nachtrag liefern zu müssen.
Gern hätte ich, wie Herr Professor Wuem erinnert, und für den
Stern o im Wallfisch zu thun gesucht hat, auch für x im Schwan alle
vorhandenen Beobachtungen vollständig angeführt, da es dem Leser
allerdings angenehm sein muss, sie sämmtlich bei einander zu finden;
aber ich konnte mir die Kalender und Ephemeriden von KiEcn nicht
540 Fixsterne, Nebelflecke, Stenischnuppen, Sonne und Mond.
verschaffen, und so hätte doch dies Verzeichniss unvollständig bleiben
müssen.*) Ich habe alle mir bekannte augeführt, die ich für zuverlässig
hielt: von KiRrn nur die erste wirklich beobachtete Phase im Jahr 1687,'-)
da ich die folgenden Angaben der Tafel in den Mise. Berol. nicht als
wirkliche Beobachtungen gelten lassen konnte, wenigstens nicht alle.
Herr Professor Woor macht mich noch auf Halley's und Cassixi's
Beobachtungen und auf eine Angabe von Semler aufmerksam. Die
von Hai-ley und Semler kaunte ich. Hallet's Beobachtung von 1714
schien mir zu unbestimmt, und die Angabe der grössten Lichtstärke
für 1715 offenbar unrichtig; deswegen habe ich beide nicht aufgenommen.
Ich will sie hier aber nun folgeu lassen.
Von 1714 sagt Hallet: .,Ou,m Miscellanea BeroUnensia seiius ad
nos perlata sunt, non ante annum ultimo elapsiim (1714) hanc novam
stellam secundum D. Kirch inonitum conspexitmis, idque juxta Idiis JiiUi
St. V., cum multo clarior, quam vicina (j Flamsteed) et fere aequalis
mediae in collo Cygni, Bateri j/, appandt, sed post menseni nudis oculis
inconspicua facta, tandeiii etiam telescopio evanuit.''
Im Jahr 1715 suchte Halley mit einem lichtvollen Ofüssigen Fern-
rohr den ersten Anfang der Erscheinung des Sterns zu beobachten,
und sah ihn zuerst am 15. Junius, als einen der allerkleinsten tele-
skopischen Sterne. In der anderen Hälfte des Junius uud im Julius
nahm Mira nachgerade an Licht zu, so dass er im August dem blossen
Auge sichtbar wurde und den ganzen September hindurch dem blossen
Auge sichtbar blieb. Nachher nahm er wieder ab. und am 8. December
Nachts war er kaum mehr im Fernrohr zu erkennen, und, so viel man
beurtheilen konnte, gerade ebenso wie am 15. Junius bei seiner ersten
Erscheinung, so dass er in allem fast sechs llonate hindurch gesehen
wurde. „Die Mitte und folglich die grösste Lichtstärke fällt auf den
10. September."'
Dies ist alter Styl; und so glaubt Halley die grösste Lichtphase
auf den 21. September neuen Styles 1715 setzen zu können. Aber icii
habe gezeigt, dass der Stern viel langsamer ab-, als zunimmt. Die
Mitte der Zeit zwischen zwei Tagen, an welchen der Stern beim Zu-
nehmen und Abnehmen gleich hell erscheint, ist nicht die Zeit der
') Auch Herr Professor Wurm scheint Kirch's Schriften für o Ceti nicht ijaiiz
hcnntzt zu haben. Ansser den zerstreuten Heobaclit untren in der Hininielszeitunif u. s. w.
hat Kmcu auch eine eigene kleine Abhandlung über Mira Ceti drucken lassen, die
ich besitze. — Merkwürdig ist es, das.s Eikch schon den kleinen Nebensteni vun
Mira Ceti kannte.
') Kirch entdeckte zwar schon lG8r> die Veränderlichkeit des Sterns, aber eine
eigentliche Beobachtung seiner grössten Lichtstärke konnte er in diesem Jahr nicht
mit Oewi.tslieit machen.
158. Noch etwas über den veräuderlichen Stern y Bayeri im Scliwan. 541
grössten Liclityhase, und so muss diese grösste Lichtpliase 1715 lange
vordem 21. September eingetreten sein. Wie sehr Hallet fehlte, wird
aus der gleich anzuführenden Beobachtung von Cassini für ebendies
Jahr erhellen.
Semler (Ästrognosia nova Halae 1742. p. 244) sagt blos bei Ge-
legenheit, da er ein (ganz unrichtig von ihm berechnetes) Beispiel giebt,
die grösste Lichtstärke des Sterns nach der KiECH'schen Periode von
404|- Tagen zu finden: ,.Anno 1721, den 14. Februar, ist seine letzte
bekannte Erscheinung gewesen." Da dieser höchst unzuverlässige Schrift-
steller keine Quelle anführt, so scheint diese Angabe um so weniger
einige Aufmerksamkeit zu verdienen, da maii bald aus Cheistfkied
Kirch's Beobachtungen von 172U sehen wird, dass Mira Cygni seine
grösste Lichtstärke im Jahr 1721 lange nach dem 14. Februar gehabt
haben muss.
Für die Nachweisung von Cassini's Beobachtungen bin ich Herrn
Professor Wuem sehr verbunden. Sie waren mir unbekannt geblieben,
und stehen in den Elemens d' Astronomie par M. Cassini, p. 72}) Folgendes
ist das Wesentliche.
Nachdem Cassini einige von Kikch's und Maealdi's älteren Be-
obachtungen angeführt und bemerkt hat, der Stern müsse auch phy-
sischen Veränderungen unterworfen sein, weil er in den Jahren 1699,
1700, 1701 ■-) selbst in den Zeiten beinahe ganz unsichtbar geblieben
sei, wo er nach den vorhergehenden und folgenden Jahren hätte am
grössten erscheinen müssen, fährt er fort: „Unter den Beobachtungen,
die man in der Folge über diesen Stern angestellt hat, hat man bemeikt,
dass erden 12. Mai 1712 dem Stern (p gleich war. Am 9. Junius hielt
man ihn dem ihm nahen unförmlichen Stern (x Flamsteed) gleich ; am
16. Junius aber schien er schon kleiner.
„Am 24. Junius 1715 sah man keine Spur von dem Stern; allein
den folgenden 25. August schätzte ich ihn für gleich hell mit dem un-
förmlichen Stern, der ihm nahe steht {% Flamsteeb) und einem gleich-
seitigen Triangel mit diesem und einem anderen sehr kleinen Stern
bildet, den man nur in den heitersten Nächten sieht." (No. 15 meines
Verzeichnisses.)
') Das ganze sechste Kapitel des ersten Buchs bei Cassini: „Des Etoiles nouvelks"
verdient nachgelesen zu werden.
-) Auch zur Zeit der grössten Lichtstärke im December 1688 und Januar 1689
konnte Kirch den Stern nicht mit blossem Auge sehen. Um alles anzuführen, was
mir von diesem Stern bekannt geworden ist, setze ich noch eine Stelle aus den Actis
Eruditorum 1690, p. 104, lier: Astrophilns vero ignorare nolimus, stcllam Cygni, quae
Bayero y_ notatxir, . . . die 29 Januarii nudis ocidis conspiciendam se denuo praebuissc
cum in anteyressa revolutione per tubuni tantuni deprehendi potuerit.
Ö4":
Fixsterne, Nebelflecke, Stenischmippen, Sonne niul Mond.
Wie genau die CAssiNi'sclie Beobaclitung vou 1715, die ganz gut
mit meiner Periode stimmt, sein mag, lasse ich dahin gestellt sein.
Bemerken muss ich aber, dass für 1712 M.vE.\Lra's zuverlässigere Be-
obachtung die grüsste Lichtstärke des Sterns auf den 20. April setzt,
die nach Cassini auf den 12. Mai zu follen scheint. Es sind also auch
Beobachtungsfehler von 22 Tagen möglich, wenn man den Stern nicht
oft und anlialtend genug beobachtet.
Sehr -wichtig ist für die Geschichte dieses Sterns das Papier, das mir
Herr Professor Bode bi orighiali mitzutheilen die Güte hatte. Es ist
ein halber Bogen in Quartformat zusammengelegt. Auf den ersten
beiden Seiten hat Christfkikd Kikch die Beobaclitungen geschrieben;
die dritte Seite ist leer; auf der vierten wird die erste und letzte Be-
obachtung unter sich und die letzte mit Gottfried Kirchs erster
Beobachtung verglichen, daraus die Periode des Sterns zu 406 Tagen
abgeleitet, und mit dieser Periode alle zwischen 1716 und 1727 fallenden
grössten Liclitphasen berechnet, die jedoch schlecht mit Chhistfbied
Kirch's gleichzeitigen Beobachtungen stimmen. Nur diese Beobach-
tungen gebe ich hier vollständig.
1716
1717
Apj)aritio
max.
16. Okt.
10. Nov.
1719
1720
1722
1724
1725
Ende
September
oder
Anfang
Oktober.
wie (/ Cijf/nL fast grösser.
24. Oktober wie -j und n,') ein wenig grösser.
3. November wie ■/_ P'lamsteed, fast ein wenig
kleiner. 7. November viel grösser, auch
grösser als i/;, fast wie /;. Den 8. und 13. November
ebenso. 23. December zwischen / Flamst. und in.
1. Januar wie n, kleiner als -.
4. Januar wie a, 26. Januar zwischen -n und x-
10. Februar fast wie x-
15. Mai wie x- l^- 'T'ilb wie a und h.
22. August fast wie x- l''-) ''0. Oktober wie a.
12. August wie a. 27. August wie in. 10., 11. Sep-
tember grösser. 20. September fast wie x- Ö. Ok-
tober merklich kleiner. 13. Oktober noch grösser
als in. 10. November wie a. 6. December viel
kleiner als a.
') T ist No. 15, n No. 23 meines Verzeichnisses. Mit diesen liebrüisohcii liiicl)-
stabfii bezciclmet Kirch in den Mise. Bcrnl. diese beiden Sterne. Heim Abdruck
meines Verzeichnisses ist dafür, wohl ans Undeutlicbkeit meiner Mandselirift, r und .^
gesetzt. — In dem Verzeichniss muss auch noch zwischen 9 und 10 der Stern 1). (iriisse
1800 udi = 294" IH' Ki" Dekl. = 3:{" 3' :)!"
eingerückt werden, der auf der damaligen Karte gleichfalls fehlt.
158. Noch etwas über den veränderlichen Stern ;? Bayer! im Schwan. 543
Apparitio
ntttx.
■/. Cygni
1726 20. August sehr schwach. 28., 30. August wie e.
15. September wie «. 27. September wie -in.
circa 4., 6. Oktober zwischen n und -/_. 14., 15., 17. Ok-
18. Okt. tober fast wie ■/_. 22. Oktober vielleicht schon
etwas abgenommen. 24. Oktober scheint noch
nicht abgenommen. 11. November viel abgenommen.
15. November ein wenig grösser wie - und n.
17. November wie n. 20. November ein wenig
kleiner. 24. November wie a.
Man sieht, dass durch diese höchst schätzbaren Beobachtungen die
grösste Lichtphase besonders für 1717 und 1726 sehr genau bestimmt
ist. Erstere würde ich, den Beobachtungen zu Folge, doch lieber auf
den 9. November setzen. Die Bestimmung von 1716 hat keine Autorität,
da dies nur eine einzelne Beobachtung scheint. Eben so wenig lässt
sich die Zeit der grössten Lichtphase für 1719, 1720, 1722 und 1724
daraus mit einiger Zuverlässigkeit herleiten. Für 1725 folgt nur, dass
die grösste Lichtphase gewiss später als den 11. September und wahr-
scheinlich ein Paar Tage vor dem 20. September eintraf, 'j
Um diese Beobachtungen mit meiner Formel vergleichen zu können,
hier die Tage, an denen in den Jahren 1714 bis 1726 nach dieser Formel
die grösste Lichtstärke hätte eintreten sollen:
') Auch aus des älteren Kirch's Handschriften hat mir Herr Professor Bode
Folgendes mitgetlieüt:
1704. 0. Mai Mira nicht mit blossem Auge zu sehen.
23. Juli gleichfalls.
24. Juli per tuhum kleiner als x Flamsteed.
1705. 9. September nicht so gross als ;;.
17. September kleiner als ■/_.
29. September war noch sichtbar.
28. November durch 7füssiges Fernrohr grösser als b.
1707. 2. Januar ist durch's 3füssige Fernrohr nicht mehr zu sehen.
15. December merklich grösser als 1 und H.
1709. 5. August ist durch 2füS3iges Fernrohr nicht zu erblicken.
31. August gleichfalls.
28. September durch 7füssiges Fernrohr kleiner als h.
28. Oktober durch 7füssiges Fernrohr nicht zu sehen.
5. November noch nicht zu sehen.
19. December war durch einen Sflissigen Tubus gut zu sehen.
Es scheint, dass G. Kirch seinen veränderlichen Stern im 18. Jahrhundert nur
selten beobachtete. Auffallend ist, dass Kjkch den 28. September 1709 den Stern zu
sehen glaubte, der später wieder unsichtbar war. Zur Vergleichung dieser Beobach-
tungen, mit denen sich übrigens nichts anfangen lässt, setze ich noch die Zeiten her,
544
Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne nml Mond.
1721 März 9.
1722 April 18.
1723 Mai 28.
1714 Julius 12.
1715 August 21.
1716 September 29.
1717 November 8. 1724 Julius 7.
1718 December 18. 1725 August 16.
1720 Januar 28. 1726 September 26.
Hallet's und Cassiki's Beobachtungen von 1714 und 1715, sowie
Kibch's Beobachtung von 1717 stimmen sehr gut mit meiner Formel.
Aber 1724, 1725 und 1726 zeigt sich eine grosse Anomalie. Die grösste
Lichtphase kam viel später, als meine Formel sie angiebt.
Ich hatte bei Aufsuchung der Periode die Beobachtungen von
Le Gentll 1756, 1757, 1758, und die Beobachtungen von Pigott von
1783 und 1784 eigentlich deswegen ausgeschlossen, weil sie mir weniger
genau schienen, nicht weil sie vou der Regelmässigkeit der übrigen
abwichen. Aber da wir nun sehen, dass die sehr genaue Beobachtung
von 1726 auch nicht mit der regelmässigen Periode übereintrift't, sondern
eine ähnliche Abweichung zeigt, so ist es durchaus nicht mehr erlaubt,
diese anomalischen Beobachtungen bei Aufsuchung der mittleren Periode
ausser Acht zu lassen. Ich habe also nun folgende elf Beobachtungen
zum Grunde gelegt, wobei ich mir nur erlaubt habe, im Jahr 1783 die
grösste Lichtphase auf den 3. Julius zu setzen, weil dies am besten
mit Pigott's angegebenen Beobachtungen zu stimmen scheint.
Verflossene Tage
Beobachtungen
Perioden
vom 28. Xov. 1R87
1687
Nov. 28.
1695
Sept. 1.
7
2 834
1712
April 20.
22
8 909
1717
Nov. 9.
27
10 938
1726
Okt. 18.
35
14 203
1747
Nov. 7.
54
21 893
1758
Nov. 25,5.
64
25 929,5
1783
Jul. 3.
86
34 915
1785
Sept. 1.
88
35 706
1709
Jan. 16.
100
40 591
1815
Okt. 7.
115
46 698
in denen nach Kracn's Tabelle in den Mine. Bcrol. die grösste Lichtphase hätte
eintreten sollen:
1704 den 9. .Iiilius,
1705 den 18. Augnst,
1706 den 27. September,
1707 den r>. November,
1708 den 13. December,
1710 den 22. Januar.
1783
— 13,140
1785
+ 7,952
1799
— 4,498
1815
— 20,810
158. Xoch etwas über den veränderlichen Stern ■/_ Bayeri im Schwan. 545
Zuerst kam es darauf an, zu untersuchen, in wie fern eine immer
gleich bleibende Periode diese Beobachtungen darstellen könne. Ich
setzte also diese Periode = 405 -f x Tage, und die Epoche von 1687
auf den 28 + z- November; und so erhielt ich nach der Methode der
kleinsten Quadrate die beiden Gleichungen:
426,5 — 598 a;— 11^=0
— 39 245 + 47 864 a; + 598 ^ =
und hieraus £- = — 18,084 7 Tage; a; = + 1,045 87 oder die mittlere
Periode = 406,045 87 Tage. Vergleichen wir diese Periode und die hier
bestimmte Epoche mit den Beobachtungen, so weicht sie von diesen so ab:
1687 — 18,085 Tage 1758 + 39,351 Tage
1695 — 9,773 „
1712 + 5,924 „
1717 + 7,155 „
1726 — 9,479 „
1747 + 15,392 „
Die Abweichungen sind sehr gross, und gerade bei sehr guten Beobach-
tungen, wozu ich ausser 1687 und 1747 doch auch wohl meine von
1815 rechnen darf, am grössten. Bei Le Gentll's von 1758 aber ganz
ungeheuer. Nun fand ich es in meiner vorigen Abhandlung wahrschein-
licher, dass die Periode nach und nach zunehme. Es sei also, wie vor-
her, die grösste Lichtphase 1687 November 28 + 2'., die anfängliche
Periode des Sterns 405 + x Tage und jede folgende Periode um 1y
grösser als die vorhergehende, so erhält man, wenn man a^ = x -\- y
setzt, folgende drei Gleichungen:
426,5 — 598 a;' — 47 864 y — 11 ^ =
— 39 245 + 47 864 a;' + 4 331 560 j/ + 598 ^ =
— 3 818 373 + 4 331 560 a;' + 417 109 972 ?/ + 47 864 ^ =
und hieraus
^ = + 1,325 24, rr' = — 0,187 80, y = + 0,010 952 5,
folglich a; = a;' — 2/ = — 0,198 75 und 2y = 0,021 905.
Damit war also 1687 die Periode des Sterns 404,801 25 Tage,
und jede folgende Periode um 0,021 905 = 31' 32" grösser als die vor-
hergehende. Diese Werthe sind von denen, die ich in meinem vorigen
Aufsatz aus sieben Beobachtungen fand, nicht sehr verschieden, wie
aus folgender Vergleichung erhellet:
Vorher Hier
Periode 1687 . . . 404,746 6 404,80125
Epoche 1687 Nov. 28. + 0,067 + 1,325
Zunahme der Periode + 0,022 891 + 0,021 905
Olbers I 35
!
1758
+ 24,657
1783
— 18,824
1785
-(- 3,613
1799
+ 1,070
1815
+ 1,674
546 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonue und Mond.
Die hier gefundene Periode mit ihrer Zunahme weicht von den
elf zum Grunde gelegten Beobachtungen wie folgt ab:
1687 4- 1,325
1695 — 0,453
1712 — 0,507
1717 + 1,243
1726 — 19,831
1747 4- 0,121
Man sieht, dass die Abweichungen der Beobachtungen von der
Rechnung sich bei der Voraussetzung einer allmähligen Zunahme der
Periode sehr vermindern. Also bleibt diese allmählige Zunahme, die
sich indessen mit der Zeit wieder in eine Abnahme verwandch; dürfte,^)
sehr wahrscheinlich, und die Verspätungen der grössten Lichtpliase in
den Jahren 1724, 1725, 1726, 1783 und 1784, so wie das frühere
Eintreten derselben in den Jahren 1756, 1757 und 1758 scheinen Ano-
malien zu sein, deren Gesetze sicli noch durchaus nicht entwickeln lassen.
Ich bemerke nur noch, dass auch zwischen 1695 und 1712 eine ähnliche
Anomalie Statt gefunden haben muss, obgleich Gottfried Kirch ihrer
nicht erwähnt. Denn MAK.viiDi fing seine Beobachtungen erst 1694 an.
und doch spricht er von den Anomalien des Sterns, die seine grössten
Lichtphasen zuweilen schon nach 13, zuweilen erst nach 14 Monaten
•airückführen, und die er also zwischen 1695 und 1712 beobachtet
haben muss.
Hält man wirklich die in den ebengenannten Jahren Statt findenden
Abweichungen der Beobachtungen von den berechneten grössten Licht-
phasen nur für Anomalien, so möchte ich die Restiminungeu in meiner
ersten Abhandlung, wo gerade auf diese anomalischen Erscheinungeu
keine Rücksicht genommen wurde, für sicherer halten, als die hier
gegebenen; und ich glaube, man könnte sicIi vor der Hand an meine
erste Formel halten, bis fortgesetzte Beobachtungen uns über die wahren
Gesetze des wiederkehrenden Lichtwandels dieses merkwürdigen Sterns
näher belehren.
Ich habe diese Beobachtungen fortgesetzt; 1816 den 24. August
konnte ich Mira eben mit einem FRAUKNHOi'KR'schen Fernrohr von
32 Zoll, noch nicht mit dem FEAUENHOFER'schen Kometensucher erkennen.
Den S.September dunstige Luft und Mondschein; doch mit dem Fern-
') Eine fortwährende gleicliförmige Zunahme, auch mit Anomalien, ist gewiss
nicht das wahre (iesctz der Perioden des Liditwandels dieses Sterns, sondern blos
eine Annahme, die mit den bisherigen Erfahrungen am besten stimmt und die also
nur so lange beiznhehahen ist, bis fernere Beobachtungen das wahre Oesetz mclir
entwickeln.
158. Noch etwas über den veränderlichen Stern ■/_ Bayeri im Schwan. 547
rohr gut zu sehen, so gross wie die nördlich von ihm stehenden Sterne
No. 37, 39 meines Verzeichnisses. Mit dem grossen Dollond etwas
kleiner als die beiden Sterne, besonders als 37. Den 10. September
mit dem Kometensucher gut zu sehen, kleiner als 300 Piazzi. Den
12. September noch kleiner als 300 Piazzi, viel kleiner als Ij. Den
13. September fast wie 300 Piazzi, kleiner als h. Den 21. September wie l.
Den 25. September grösser als 300 Piazzi, völlig so gross als 6. Den
80. September grösser als h, so gross wie a. Oktober 3. etwas grösser
als a. Oktober 5. viel grösser als a, viel kleiner als n. Oktober 12.
fast so gross als n. Oktober 17. völlig so gross als -\ und n. Oktober 20.
fast so gross als 72 Bode, kleiner als 67 Bode. Oktober 23. fast so
gross als 67 Bode. Oktober 27. grösser als 67 und 72 Bode, fast so
gross als ^ Fl.\jmsteed. Oktober 30. doch noch merklich kleiner als ;^,
wenig grösser als 67, 72 Bode. November 2. grösser als 67, 72; noch
immer kleiner als ■/_. November 8., noch ist y^ der grössere. November 11.,
13., 15., Mira scheint noch immer an Licht zuzunehmen; doch auch
noch am 15. möchte ich y Flamsteed für etwas weniges grösser halten.
November 18. noch eben so. November 24., Mira nicht so gross wie ;/,
doch wenig kleiner. December 1., Mira kleiner als /, viel grösser als 67;
scheint aber schon merklich abgenommen zu haben.
Aus diesen Beobachtungen folgt die Zeit der grössten Lichtstärke
auf den 1 7. November, ganz mit meiner Formel übereinstimmend, wobei
der Stern aber diesmal etwas kleiner blieb als % Flamsteed, den er
1815 an Grösse übertraf.
Wenn anhaltende trübe Witterung schon die Beobachtungen von
1816 weniger begünstigte, so war diese im Winter 1817/1818 noch
viel nachtheiliger. Hier alles, was ich beobachten konnte. 1817, No-
vember 1. Ich bin sehr zweifelhaft, ob ich mit dem 32 zölligen Frauen-
hofer eine schwache Spur von il/ira sehe. November 5. mit dem Frauen-
hofer noch nichts zu sehen, selbst mit dem grossen Dollond höchstens
eine schwache ungewisse Spur von Mira. November 7. noch nichts
deutlicher mit dem Feauenhofer. December 4. (bis dahin trübe), Mira
sehr augenfällig im Kometensucher, grösser als a, noch nicht so gross
als n. December 12. gut zu sehen, noch immer viel kleiner als n.
December 29. fast wie n, kleiner als i. 1818. Januar 2., scheint noch
etwas zugenommen, doch würde ich noch immer -, n, M\ra schreiben.
Januar 5. fast wie n, vielleicht grösser als n. Januar 12. nicht ganz
so gross als i, völlig dem n gleich. Januar 25. kleiner als ,n, viel
grösser als a.
Nach diesen Beobachtungen scheint die grösste Lichtphase etwa
den 5. Januar 1818 eingefallen zu sein, die meine Formel auf den
31. December giebt. Merkwürdig ist, dass der Stern so spät im Fern-
35*
548 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Souue «ml Mond.
rohr sichtbar wurde und auch in seiner grössten Lichtstärke kaum die
7. Grösse erreichte. Der Stern i (No. 15 m. V) ist in nicht stark ver-
gi'össernden Fernröhren auch deswegen etwas heller als n (No. 23), weil
er eben wie x Flamsteeu ein Doppelstern ist.
Ich habe nun noch einige Berichtigungen meines vorigen Aufsatzes
nachzuholen. Die Behauptung, dass Mira Cygni auf keiner unserer
neuen Himmelskarten vorkommt, ist in so fern unrichtig, als ich die
trelflichen HABDiNo'schen Karten hätte ausnehmen sollen, auf denen
Mira allerdings verzeichnet ist. Wenn ich sagte, Pigott habe zuerst
den Ort des Sterns in erforderlicher Genauigkeit bestimmt, so hätte
ich docli auch Maraldi's Beobachtung anführen sollen, der im Julius
1694 fand, dass dieser veränderliche Stern 20' 27" nach ß Oygni und
3' 0" nach a Äqinlae unter einer Meridianhöhe von 73" 21' 30" zu
Paris kulminirte. Hallet giebt nur obenhin an, seine Länge sei 90** 30'
a prima arietis, seine Breite 52 ** 40' nördlich. Es wäre doch zu wünschen,
dass man von Neuem den eigentlichen Ort dieses so merkwürdigen Sterns
auf's Genaueste bestimmte.
Man erlaube mir nun noch ein paar Bemerkungen über die ver-
änderlichen Sterne dieser Klasse überhaupt.
1. Die mehrsten unter ihnen scheinen das an sich zu haben, dass
sie nicht immer in ihrer grössten Lichtstärke denselben Grad von Licht
erreichen. Bei allen, wo dies Statt findet, kann man nur die beobachteten
Zeiten ihrer grössten Lichtstärke zur Bestimmung ihrer Perioden ge-
brauchen, und es muss zu L-rthümern und Felilern verleiten, wenn man
die Zeiten, die ein solcher Stern in verschiedenen Jahren der 8., 7., 0.
oder einer anderen Grösse erreicht habe, mit einander zur Aufsuchung
der Periode vergleichen will. Dies wird aus den Beobachtungen über
Mira Cygni hinreichend erwiesen.
2. Fast alle diese Sterne scheinen Anomalien in den Zeiten ihrer
grössten Lichtpliasen unterworfen zu sein; einige mehr, andere weniger.
Mira Ceti hat diese Anomalien wenigstens in eben dem Grade, als
Mira Cygni. Allein andere Sterne scheinen noch gi'össcren unterworfen
zu sein,') z.B. Variabilis Hydrce, von dem ich auch jetzt, wiej ehemals
jrAii.\T,i)t, glauben möchte, dass wir die Periode ihrer Unregelmässig-
keiten wegen noch gar nicht zu bestimmen im Stande sind, wenn gleich
Pigott eine Dauer von 494 Tagen dafür festsetzen zu können glaubte,
die AVestphal durch seine verdienstlichen Untersuchungen in der ZeH-
schrift für Astronomie aus den ihm bekannten Beobachtungen unbe-
') Dttliiii frehiirt anch Variabilis Coronce, ein Stern, dor nmli IIahiiin(i's, Wust-
i'iiAi.'s nml meinen iJcobachtungeu mehrere Jahre allen Liclitwainli] abgelegt halte,
ihn aber .spälir wieilr r zeigte.
158. Noch etwas über den veräuderlichen Steru / Bayeri im Schwan. 549
stätigt fand. AVestphat. hat zwei Beobachtungen unbenutzt gelassen.
Die eine aus der Histoire Celeste, da Variabüis Hydrce am 27. April 1796
die 7. Grösse hatte, die andere wichtigere von Piazzi, der diesen Stern
1805 den Monat Mai hindurch 5. Grösse fand. Ich habe mich in den
Jahren 1815 und 1816 oft vergebens nach diesem Stern umgesehen.
Allein 1817 am 14. und 15. März sah ich ihn sehr gut, wenigstens so
gross, wo nicht etwas grösser als XIP 274 Piazzi (352 Hydrm Bode,
bei dem aber die Rektascensionsgrade um eine Zeitminute zu gross,
und der deswegen auch unrichtig in die Karte eingetragen ist) und
dem Piazzi die 7., 8., Bode die 7. Grösse giebt. Der veränderliche
Stern war schon im Abnehmen: am 17. März kleiner als 274 Piazzi,
nur etwas heller als XIIP 86 Piazzi, 8. Grösse. Den 4. April kaum
so gross als 86 Piazzi. Den 7. April kleiner als 86 Piazzi, grösser als
Pigott's X. Den 21. April kleiner als x. Den 4. Mai noch eben mit
Mühe im Kometensucher zu sehen.
In diesem Jahre 1818 habe ich den Stern oft beobachtet, ohne
jedoch, wie man gleich sehen wird, die Zeit seiner grössten Lichtphase
mit einiger Genauigkeit angeben zu können. Dies liegt hauptsächlich
darin, dass der Steru nur niedrig über unserem Horizont bleibt, von
wenig kenntlichen Sternen umgeben ist, mit denen man ihn vergleichen
kann, und seine grösste Lichtstärke so langsam ändert. Zudem ändert
ein geringer Unterschied in den immer kleinen Höhen der zu ver-
gleichenden Sterne ihre relative scheinbare Lichtstärke sehr. Am
13. Februar 1818 war Variahilis Hyclne grösser als 274 Piazzi, kleiner
als ip. Am 26. Februar fast eben so hell als i/'- Am 3. März so gross wie
t/', vielleicht etwas grösser. Am 13. März schien er noch etwas zu-
genommen. Am 26. und 31. März so gross wie ^\ Am 18. April hielt
ich ihn noch für etwas grösser als i/'. Am 28. April, 1. und 12. Mai
noch eben so gross als ^p. Mai 25., erst heute mit Gewissheit kleiner
als >)}. Kaum wage ich es, nach diesen Beobachtungen, selbst mit einer
Ungewissheit von 14 Tagen, die grösste Lichtphase auf den 31. März
festzusetzen. Piazzi's Beobachtung von 1805 und meine von 1818
scheinen sich nicht wohl mit den übrigen in eine Periode von 494 Tagen
zu vereinigen. Das oft sehr rothe Licht dieses veränderlichen Sterns
war nicht immer gleich auffallend.
Von den Sternen der dritten Klasse habe ich mit viel zu grosser
Zuversicht und Allgemeinheit behauptet, die Erklärung ihres periodischen
Lichtwandels durch die Rotation dieser Sterne um ihre Axe und eine
verschiedene Lichtstärke der einzelnen Theile ihrer Oberfläche sei zu
natürlich, um nicht als höchst wahrscheinlich angenommen zu werden.
Bei mehreren ist diese Erklärung nicht hinreichend, z. B. bei Algol, der
in jeder Periode nur während weniger Stunden eine grosse Lichtabnahme
550
Fixsterne. Nebelflecke, Sternschnuppeu, Soime iiud Moud.
zeigt. Hier möchte man auf einen in fast ganz kreisrunder Bahn um
den Fixstern rotirenden, und ihn regelmässig verdeckenden dunkehi
'\^'eltköri)er rathen.
Endlich hätte ich entweder noch eine sechste Klasse A'on veränder-
lichen Sternen annehmen, oder der vierten eine grössere Ausdehnung
geben müssen, um diejenigen Sterne mit zu begreifen, an denen nur zu-
weilen, oder auch nur einmal eine Lichtveränderung wahrgenommen ist.
PiÄZzi hat in seinem neueren Yerzeichniss manche solche von ihm wahr-
genommene Lichtveränderungen angemerkt. So sehe ich auch Sterne
jetzt beständig in unveränderlichem Lichte, die mir Herr Professor
Hardixg als fehlend bezeichnet hatte, und die also bei seiner Durch-
musterung des Himmels nicht zu sehen waren. Zu diesen nur zuweilen
Lichtwandel zeigenden Sternen gehört unteren anderen auch No. 3
Arietis Flamsteed. Flamsteed sah ihn einmal achter, einmal sechster
Grösse. Piazzi konnte ihn gar nicht finden, aber seit sechs Jahren
sehe ich ihn immer im gleichen Lichte, nur etwas kleiner als No. 4 Ärietis.
Späterer Zusatz.
So weit hatte ich 1818 geschrieben. Später habe ich noch vier Mal
die gi-össte Lichtstärke von x Cygni Bayeei beobachtet.
1821, März 27., Mira völlig so gross als x Flamsteed, rothes Licht.
April 3. fast grösser als x, röthlich. April 6. grösser als x, kleiner als »;.
April 9., scheint noch zugenommen. Merklich grösser als 9:', beträchtlich
kleiner als ?;. Gegen x Flamsteed verglichen sehr roth, aber wenig
röther als »/. April 19. beträchtlich grösser als x, kleiner als y, grösser
als qp. April 23. wenig grösser als y- Mai 1. mit x gleich gross, oder
doch sehr wenig grösser.
1822, März 27., Mira kleiner als b. April 10. viel grösser als a,
kleiner als n. April 17. fast so gross als n, kleiner als 1. Mai 1. grösser
als ^, kleiner als 67 Bode. Mai 15. völlig so gross als 67 und 72 Bobe,
kleiner als x Flamsteed. Mai 22. ungefähr wie 67 und 72 Bode.
Mai 29. fast noch so gross als 67. Juni :i gewiss kleiner als 67 Bode,
fast gar nicht grösser als ^. Juni 11. kleiner als 1. August 11. noch
recht gut zu sehen, wenig kleinei- als h.
1823, Mai 29., Mira wie a. Juni 6. schon grösser als n, kleiner als 1.
Juni 11. viel grösser als 1, beinahe wie 72 Bode. Juni 13. grösser als 72,
kleiner als 67. Juni 17. viel grösser als 67, wenig kleiner als x Flam-
steed. Juni 20. Avie x Flamsteed, vielleicht etwas grösser. Mira und
X Flamsteed sind grösser als 7?. Juni 23. Mira ein sehr weniges gi'össer
als X Flamsteed. Juli ;'.. beide mehr gleich. Juli 10. gleich; viel-
leicht il//>« schon etwas kleiner. .Tuli II. aucli licute .V/rr» noch nicht
merklich kleiner als ;;; Flamsteed.
158. Noch etwas über den veiänderliclieu Stern i Bayeri im Schwan. 551
1824, April 20., Mira kleiner als 300 Piazzi und h. Mai 20. wie
300 Piazzi und &, kleiner als «. Juni 18. mehr gleich n, kleiner als -.
Juni 23. grösser als -. Juli 6. fast so gross wie 72 Bode. Juli 12.
grösser als 72 und 67, kleiner als ^ Flamsteed. Juli 14. viel grösser
als 72 Bode, noch immer kleiner als y_ Flamsteed. Juli 18. sehr
wenig kleiner als ■/_. Juli 22. fast ganz wie ;; Flamsteed. August 4.
etwas grösser als y. August 23. so gross wie y.
Leiten wir aus diesen Beobachtungen die Zeiten der grössten Licht-
stärke ab, so genau, wie sie sich daraus bestimmen lassen, und ver-
gleichen sie mit den Zeiten, wo die grösste Lichtstärke nach unserer
Formel hätte eintreten sollen, so zeigt sich wieder eine ungemein grosse
Anomalie in den Perioden dieses Sterns.
.Jahre Beobachtete Zeit Berechnete Zeit Feliler
des grössten Lichts des grössten Lichts der Formel
Mai 5,8 -}- 20,8 Tage
Juni 17,3 -{- 30,3 „
Juli 29,8 -f 34,8 „
Sept. 9,4 + 30,4 „
Die grösste Lichtstärke trat also in diesen vier Jahren viel früher
ein, als sie die gefundene Periode angab. Diese grosse Anomalie zeigt,
wie nöthig es sein wird, die Lichtveränderungeu dieses Sterns noch
ferner fleissig zu beobachten, wenn wir die eigentlichen Gesetze seines
Lichtwandels näher kennen lernen wollen. Besonders wäre es sehr zu
wünschen, dass jetzt wieder einige Beobachtungen gemacht würden, um
zu sehen, ob er noch die Anomalie zeigte, die man 1821 bis 1824 an
ihm wahrnahm, oder ob er wieder zu seiner gewöhnlichen Eegelmässig-
keit zurückgekehrt ist.
Sehr merkwürdig war die geschwinde Zunahme des Sterns im
Jahre 1823, da er von der 7. Grösse {= n und -;) bis zur 5. (grösser als ■/_
Flamsteed) zu wachsen mir 17 bis 19 Tage gebrauchte, worüber er sonst
mehr als 30 Tage zuzubringen pflegt.
Im Jahre 1815 übertraf er in seiner grössten Lichtstärke ^ Flam-
steed. 1816 erreichte er x nicht völlig, 1817 kam er im grössten
Licht nicht über die 7. Grösse. 1821 fand ich ihn grösser als je, doch
erreichte er r] bei Weitem nicht. ^) 1822 wurde er nicht grösser als
67 Bode. 1823 so gross wie 1815, vielleicht etwas grösser. 1824, auch
dies Jahr wurde er etwas grösser als % Flamsteed.
1821
Aprü 15.
1822
Mai 18.
1823
Jun. 25.
1824
Aug. 10.
') Das Versehen oder der Fehler, wodm-ch »/ Cygnx, ein sehr heller Stern vierter
Grösse, nur als sechster Grösse in Flamsteed's Verzeichniss und Karten eingetragen
ist, hat sich in die mehrsten neueren Himmelskarten, auch in mehrere neue Stern-
verzeichnisse fortgepflanzt.
552 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Auch Über Variabilis Hydrw habe ich noch einige Beobachtungen
gemacht.
1822, Februar 13. VariaUlis Hydrce so gross, wo nicht grösser als
274 Pl\zzi, nicht so gross als v- Februar 14. gewiss grösser als 274.
März 3. heller Mondschein, yt gut, Variabilis Hydrce sehr schwer zu sehen,
also viel kleiner als y. Soviel ich durch ein Fernrohr von 32 Zoll
beurtheilen konnte, auch kleiner als 274. März 28. sehr heiter. Variabilis
Hydrw bedeutend kleiner als 274, wenig grösser als 86 Piazzi. April 11.
wie 86 Plvzzi. April 18. viel kleiner als 86 Piazzi, nicht grösser als
X PiGOTT, ein kleiner teleskopischer Stern 9., 10. Grösse, nicht weit
von Variahilis Hydrce. Mai 15. viel kleiner als x.
Der veränderliche Stern war also schon am 13. Februar 1822 stark
im Abnehmen, und mochte seine grösste Lichtstärke im December 1821
gehabt haben.
1823, März 7. Variabilis Hydrcs fast wieif, viel grösser als 274 Piazzi.
März 15. sehr nahe wie y. März 31. völlig gleich, ja etwas gi-össer.
April 7. unstreitig grösser, mit blossem Auge gut zu sehen. April 11.
noch etwas an Grösse zugenommen. April 18., schien in Ansehung der
Grösse das Mittel zwischen / und y zu halten. April 28. grösser als y.K
Ich glaube aber doch, dass er schon etwas abgenommen habe. Mai 4.
noch immer gi'össer als y. Mai 16. nahe wie y, doch etwas grösser.
Mai 25. sehr nahe wie y. Mai 27. vielleicht etwas sehr weniges kleiner.
Mai 29., noch konnte ich keinen Unterschied wahrnehmen.
Hier möchte ich also für 1823 die grösste Lichtstärke auf den
18. April setzen. Wenn dies mit der Beobachtung 1818 vergliclien
wird, so kann die Periode zwischen diesen beiden Erscheinungen \\(:ilil
nicht mehr als im Mittel höchstens 470 Tage betragen haben, und
wenn man auch die grösste Lichtphase 1818 auf den 15. März zurück-
setzen will, ^\^ie sehr diese Beobachtungen von Wesli'hai/s Bestim-
mungen abweichen, zeigt eine Vergleichung mit folgender von Westphal
für die grösste Lichtstärke des Sterns berechneten Tafel (Zeitschrift
für Astronomie, 4. Bd., p. 197):
1817 Juli 17.
1818 Nov. 23.
1820 März 31.
1821 Aug. 7.
1822 Dec. 14.')
'J Bei diesen Angaben scheint sich aber Westphal verrechnet zu haben. In
einer späteren Schrift: „J. H. Wkstphal naturwisscnschnftlichc Abhandlungen, I.Heft.
Der neuesten Schriften der uatiirlürschendcn Gescllscluift in Danzig, 2. Heft, Daiizig
159. Ueber die am 26. September 18"29 beobachtete Feuerkugel. 553
159. Auszug aus eiuem Sehreiben, die am 26. September 1829
beobachtete Feuerkugel beti-effend.
Bremen 1829, September 28.
[Scbumacher's Astronomische Nachrichten, Bd. Vin, S. 15, 16. December 1829.]
Am 26. dieses, kurz vor Mitternacht, ist hier eine Feuerkugel von
massiger Grösse gesehen worden. Personen, die sich gerade im Freien
befanden, sahen plötzlich alles wie durch einen äusserst hellen Blitz
mit Tageshelle erleuchtet, und wurden aufblickend einer Feuerkugel
gewahr, die sich fast perpendikulär auf den Horizont zu stürzen schien,
aber noch über a Aquilae nicht zersprang, sondern verlöschte. Ich selbst
habe den Anblick dieser Feuerkugel um wenige Sekunden verfehlt; aber
den über 6' stehen bleibenden, sehr hellen, milchfarbenen Schweif um
so genauer gesehen. Gerade beschäftigt, bei dem so heiteren Himmel
meine Zeit durch Sternverschwindungen zu berichtigen, hatte ich um
ll'' 39' 47" mittlere Zeit das Verschwinden von 11 Herkulis beobachtet
und trat nun einige Minuten vor dem Verschwinden von 78 Herkulis
wieder auf mein Observationszimmer (etwa um 11'* 44' mittlere Zeit),
als ich zu meiner Verwunderung a Äqioilae als einen schönen Kometen
mit einem schmalen, aber sehr hellen, gerade in die Höhe gerichteten
Schweif erblickte. Dieser stehen gebliebene Schweif der Feuerkugel
war Anfangs ganz gerade, krümmte und schlängelte sich indess nachher
mehr und mehr, und schien sich, doch sehr langsam, ein wenig aufwärts
zu ziehen. Die Axe dieses Schweifes lag auf einem grössten Kreis, den
man sich von a Aquilae mitten zwischen q Aquilae und y Sagittae
1820, 4"", giebt er die Zeiten der grössten Licbtphasen von Variabilis Sydrce so an
(p. 47):
1820, Juli 30.
1821, December 6.
1823, April 14.
1824, August 21.
Diese letzten Data sind die nach seinen Bestimmungen richtigeren, und so
kommen meine Beobachtungen von 1822 und 1823 ganz gut mit Westphal's oder
Pigott's Hypothese überein. Aber Plazzi's Beobachtung von 1805 und meine von
1817 und 1818 lassen sich .schlechterdings nicht mit der Periode von 494 Tagen ver-
einigen. Wie ich diese Beobachtung von 1818 Herrn Westphal mitgetheilt hatte,
hat er die Periode wieder verändert, sie auf 495,095 Tage gesetzt, und die Vorschrift
gegeben, zu den eben angeführten Zeiten des vorher berechneten grössten Lichts
Z\ Monate zu addiren, wodui-ch denn alle Uebereinstimmung mit meinen Beobach-
tungen von 1822 und 1823 wieder aufgehoben wird. Astronomisches Jahrbuch für
1823, p. 247, 248.
554 Fiitsteme, Nebelflecke, Stemschnnppeu, Soime uud Mond.
durchgezogen vorstellen kann. Sein unteres Ende, das sich dünn verlief,
hörte noch ein paar Grade über a Aqnilae, etwa bei (p Aquilae, um
11'' 48' mittlere Zeit auf, aber sein oberer Theil, mehr plötzlich abge-
schnitten, reichte noch über 2 Sagittae hinaus. Ich wünsche sehr, dass
man dies Meteor auch anderweitig gesehen und beobachtet haben möge,
damit man den Abstand desselben von der Erdoberfläche genau be-
rechnen könne.
160. Noch ohvas über die am 26. September 1829 geseliene
Feuerkugel.
[Schumacher's Astronomische Nachrichten, Bd. VIII, S. 159—162. März 1830.]
Schon hatte ich alle Hoffnung aufgegeben, eine korresi)Oiidin'ude
Beobachtung dieses Phänomens von auswärts zu erhalten, die mich in
den Stand setzen könnte, etwas Genaueres über die Höhe uud die übrigen
Verhältnisse dieses Feuermeteors zu bestimmen. So nahe der Mitter-
nacht pflegen nur wenige Personen im Freien zu sein, von denen man
irgend etwas Genügendes über die etwa von ihnen gesehene Feuerkugel
erwarten könnte. Aber glücklicher Weise haben Officiere in Düsseldorf,
bei Gelegenheit einer gerade in dieser Nacht ausgebrachten Nachtmusik,
diese Erscheinung gesehen, und der Herr Lieutenant und Regimonts-
Adjutant von Fransky II. hat dem Herrn Professor Benzenberü darüber
folgenden Bericht gegeben:
..Es war am 26. September 1829, etwa 18' vor 12 Uhr Naclits. als
ich, durch die Bilkerstrasse nach dem Karlsplatze gehend, am Himmel
in der Richtung von NW nach SO etwa im Zenith des MoLiTOR'schen
Hauses (das Hans ist, wie Herr Professor Bi:nzknju:iu; bemerkt, un-
richtig benannt) einen milclnveissen Nebelstrich gewalirte, der eine grosse
Aehnlichkeit mit dem Schweif eines Kometen hatte, und in meinen Augen
die Länge von 8 bis 9 Fuss zu haben schien. Zuerst hatte er eine
durchaus gerade Form: nach und nach bildete er sicii zu einem Bogen,
bis er nach Verlauf von ungefähr 8' spurlos zerfloss."
Soweit Herr Lieutenant vox Fransky. Er hatte noch die Güte,
sich mit dem Hei-rn Professor Benzknukhc; nach dem Karlsplatzc zu
begeben, und seinen Standort, so wie den l^unkt des Hauses, über dem
ihm der Streifen zu stehen schien, nachzuweisen. Nach einem mir niit-
getheilten Abrisse des Karlsplatzes bestimmt Herr Professor Bknzkniii.ko
aus diesen Angaben das Azimutii des Meteors 10" westlich von Nonleu.
Die Höhe schätzte Herr von Fransky zu etwa 35^ bis 40°.
160. Noch etwas über die am 26. September 1829 gesehene Feuerkugel. 555
Wie viel eine Länge von 8 bis 9 Fuss am Himmel beträgt, wird
schwer auszumitteln sein. Es wäre zu wünschen, dass dergleichen An-
gaben in Füssen, wie man sie oft von Xicht-Astronomen, besonders bei
Schätzung von Kometenschweifen hört, zugleich beigefügt würde, wie
viele Fusse dem Schätzer ein paar bekannte Sterne, z. B. die Eäder
des allgemein gekannten grossen Wagens, von einander zu stehen
scheinen. Da indessen hier in Bremen der Streif über 5" lang er-
schien, und in Düsseldorf, wo man ihn von der Seite sah, länger ge-
sehen werden musste, so werden wir die scheinbare Länge des Schweifes
in Düsseldorf wenigstens 6" annehmen dürfen.
Das Azimuth wird zu 10° von Norden nach Westen angegeben,
und dies ist eben die wichtigste Angabe, da sich daraus, mit der Bremi-
schen Beobachtung verbunden, die Höhe des Meteors über der Oberfläche
der Erde bestimmt. Allein, da der Streif in Düsseldorf über 6" lang
erschien, so fragt sich, für welchen Punkt des Streifes jenes Azimuth
von 10° gilt? Ich glaube annehmen zu dürfen, nicht für die Mitte des
ganzen Schweifes, sondern für die Mitte des hellen Theiles desselben.
Ich setze also in Düsseldorf das Azimuth des oberen Endes ^8", des
unteren ^ 14°. Glücklicherweise ist die Sidia^Mräa Düsseldorf-Bremen
so gross, und die Lage der Gesichtslinien so vortheilhaft, dass es bei der
verhältnissmässigen Sicherheit und Genauigkeit der Beobachtungen in
Bremen keinen liier wesentlichen Einfluss auf die Eesultate der Rechnung
hat, ob man das Azimuth beider Punkte in Düsseldorf einen oder zwei
Grade vergrössert oder verkleinert. Ich nenne den Einfluss nicht wesent-
lich, weil ich glaube, dass es dem Physiker und Meteorologen völlig
genügt, wenn er nur weiss, dass die Feuerkugel zwischen 121 und
13 1 Meilen im Anfange ihrer sichtbar bleibenden Bahn hoch war, und
dass es kein sonderliches Interesse für ihn haben kann, ob dieser Punkt
der Bahn genau 13^ Meilen hoch war.
Nun können wir zur Rechnung schreiten. Es würde ganz unnütz
sein, dabei auf die sphäroidische Gestalt der Erde Rücksicht zu nehmen.
Ich betrachte diese hier als eine Kugel, deren Halbmesser 859,43 MeUen
beträgt. Nun ist
Unterschied der Längen von Bremen und Düsseldorf
in Bogen = 2° 2' 15"
Polhöhe von Bremen = 53° 4' 37"
Polhühe von Düsseldorf = 51° 13' 42"
Daraus findet sich
Abstand Düsseldorfs von Bremen in Bogentheilen
eines grössten Kreises = 2° 13' 53,8"
Azimuth dieses grösst. Kreises in Bremen von ä nach Tr = 34° 52' 37"
„ in Düsseldorf von iS^ nach =33° 15' 54"
556 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Ich bezeichne den höchsten Punkt des Meteors mit I, den niedrigsten
mit II, so ist
I II
Azimuth des Meteors in Bremen von S nach TV' = 76" 0' 75*" 40'
Azimuth von Düsseldorf von S nach W . . = 34» 53' 34» 5 3' '
Winkel in Bremen zwischen Düsseldorf und
den Punkten A', A", denen das Meteor
im Zenith stand = 41" 7' 40» 47'
Azimuth d. Meteors in Düsseldorf von A" nach ir = 8» 0' 14» 0'
Azimuth von Bremen von N nach . . . = 33» 16' 33» 16'
Winkel in Düsseldorf zwischen Bremen u. Ä, A" = 41 » 16' 47» 16' '
Abstand ^4', A" in Bogentheilen des
gi-össten Kreises von Bremen . = 1»29' 5" 1» 38' 2o" = rt',a"
Abstand A', A" in Bogentheilen des
grössten Kreises von Düsseldorf = 1 » 28' 37" 1 » 27' 29" = h'. b"
Scheinbare Höhe des Meteors in
Bremen =29° 40' 24» 20'
Es sei der Halbmesser der Erde = r, die scheinbare Höhe eines
Meteors = h, der Abstand des Punktes, dem das Meteor im Zenith
stand, in Bogentheilen eines grössten Kreises = a, so ist der senkrechte
Abstand des Meteors von der Oberfläche der Erde
2r . sin ^a . sin {h -\- ^a)
cos Qi -j- a)
Ich halte mich mit dem leichten Beweise dieser Formel nicht auf.
Sie giebt
x' = 13,171 Meilen x" = 11,627 Meilen.
Den geradlinigen Abstand der beiden Punkte von dem Beobachter in
Bremen A', A" zu finden, nehme man
2 . sin+a . Vr . (r + a)
tang w = = i — ! — i
X
und man hat
A =
X
cos 93
so findet sich
A'
= 26,02 xMeilen
A"
A" = 27,35 Meilen.
Die scheinbare Grösse der Feuerkugel verglich ein Beobachter mit
einer 9 pfundigen Kanonenkugel, ein anderer mit einer grossen Pomeranze.
I
160. Noch etwas über die am 26. September 1829 gesehene Feuerkugel. 557
Letzerer versicherte, dass ihm die Vollmondsscheibe etwas grösser als
ein gewöhnlicher Speiseteller vorkomme. Aus solchen Angaben wird
sich der scheinbare Durchmesser nur mit grosser Ungewissheit bestimmen
lassen. Wenn auch alle glänzenden Körper viel grösser erscheinen, als
sie wirklich sind, wie aus den von den Alten vor Erfindung der Fern-
röhre geschätzten Durchmessern der Fixsterne und Planeten erhellt, so
wird man doch den scheinbaren Durchmesser unserer Feuerkugel nicht
viel kleiner als 4' annehmen können, weil man deutlich eine begrenzte
Scheibe erkannte. Der stehen gebliebene Schweif war etwa 8' breit.
Dies würde den Durchmesser der Kugel ungefähr 115, des Schweifes
230 Toisen geben.
Bei dem stehen gebliebenen Schweif der viel grösseren Feuerkugel
vom 23. Oktober 1805 konnte ich mit meinem Kometensucher sehr
deutlich bemerken, dass die Ränder viel heller waren, als die Mitte.
Die leuchtende Materie schien also damals gleichsam eine hohle Röhre
zu bilden, deren Mitte da, wo die Kugel selbst durchgegangen war,
von dem leuchtenden Stoff leer blieb. Bei dem Streifen, den die Feuer-
kugel von 1829 zurückliess, konnte ich keinen Unterschied zwischen
der Helligkeit der Ränder und der Mitte wahrnehmen, ob ich gleich
auf diesen Umstand aufmerksam war.
Nach dem Zeugniss der Beobachter erlosch die Kugel, ohne zu zer-
springen. Es ist also wahrscheinlich, dass die ganze, vielleicht sehr
wenig dichte Masse sich völlig in den phosphorescirenden Streifen auf-
gelöst hatte.
Nach den oben berechneten Werthen von V, h" waren die scheinbaren
Höhen in Düsseldorf von I = 29" 48', von 11 = 27« 6'. Dies stimmt
mit der angegebenen Richtung von NW nach 80 ganz gut überein,
zeigt aber, dass dort die scheinbaren Höhen, wie dies gewöhnlich ge-
schieht, viel zu hoch geschätzt wurden. In Düsseldorf musste sich
I in 198J M mit 67|0 nördlicher Deklination, II in 208^0 ^ und
63" nördlicher Deklination, also der Streif, den wir hier im Adler wahr-
nahmen, in und unter dem Schwanz des Drachen zeigen.
558 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
Ifil. Die Sterusclimippen im August 1837.
Bremen, im Oktober 1837.
[Schumacher's Jahrbuch für 1838, S. 317—330.)
Uehersetzung, von Mr. Ed. Mailly besorgt, in der Correspoudance niathematiiue et pbysiqiie par Quetelet.
Tome X, S. 452. Bnutelles 183S.
Die von Benzenbebg, Quetelet und mir^) gegebene Yorhersagung
oder Vermuthung, dass auch dieses Jahr die Nacht vom 10. auf den
11. August durch ausserordentlich viele Sternschnuppen ausgezeichnet
sein dürfte, hat sich vollkommen bewährt. Hier in Bremen hat mein
Enkel Dr. W. Focke, mit einem Freunde auf einem Standpunkte, von
dem sie etwa den dritten Theil des Himmels übersehen konnten, von
9 Uhr 30' bis 10 Uhr 40', also in 70', am 10. August üO Sternschnuppen
gezählt. Auf einem darauf unternommenen kurzen Spaziergange sah
er noch 15.") In Paris scheint die Aufmerksamkeit nur zufällig auf
die Sternschnuppen an diesem Tage gelenkt zu sein, obgleich Herr
QuKTELET diesen Tag dem Herrn Akago, als den Novembertagen analog,
vorher bezeichnet hatte. Der älteste Sohn des Herrn Arago, der kein
Astronom ist, bemerkte bei einem Spaziergange im Garten des Obser-
vatoriums zuerst die auffallende Menge von Sternschnuppen und zählte
mit einem ihn begleitenden Freunde von \\\ bis l'i^ Uhr 107 dieser
Meteore. Nun wui-den die Eleven des Observatoriums aufmerksam ge-
macht, und diese sahen von 12 Uhr 37' bis 15 Uhr 26' noch 184, so i
dass in 4 Stunden 11' im Ganzen 291 wahrgenommen wurden.") In i
Mailand^) wurden vom Herrn Professor Kheil die Beobachtungen an- |
gestellt oder geleitet. In der ersten Stunde waren drei, nachher immer '
') Jdlirhuch für 1837, p. öl. Herrn Professor Bunzenhkho und mir «artn niir
die von Ciiladni angeführte, und Brandes" Erfahrung bekannt, aber Herr Qcktki.kt
hatte selbst in den Jahren 1834 und 1835 eine ungewöhnliche Menge von Stern-
schnuppen in der Nacht des 10. August beobachtet. Er konnte also mit grösserer
Zuversicht eine wirkliche Vorhcrsagung wagen. Ueberhaupt fand dieser verdiente
Gelehrte folgende Tage des .\ugust bei den Beobachtern als reich an Sternschnniipeii
bezeichnet: 1784 O.August, 1806 10., 1811 10., 1815 10., 1814 14., 1819 G.. lS2;i 10.,
11., 1826 14., 1827 14., 1829 14., 1834 10., 1835 10., 1836 8. Diesem mir von Herni
Quetelet gütigst mitgetheiltem Verzeichiiiss kann ich noch 1826 3. beifügen.
") Auch Herr Etatsrath ScurMAcnER und Herr Ritter Kessels, die gerade an
diesem Abend, nm mich mit einem gütigen Besuche zu erfreuen, über die Elbe
fuhren, wurden ganz zufällig, ohne an den 10. August zu denken, mehrerer grns-ser
Sternschnuppen gewahr.
") L'inatittit 1837, p. 287. Comptcs rcndun licbdomadaircs de Siances de l'Acad.
de Sc. 1837, 2. Semestre No. 7, p. 185.
*) Ans einem Briefe des Herrn Direktor Kueil an den Herrn Etatsrath Srnc-
MAciiER vom 2. September 1837.
IGl. Die Steruschnuppeu im August 1837. 559
zwei Beobachter auf dem Posten. Von 9 Uhr 18' Abends bis 15 Uhr 47'
wurden 168 Sternschnuppen gesehen; worunter 52 grosse, 60 mittlere
und 56 schwache waren. Von 9 Uhr 18' bis 12 Uhr 31' wurden 83,
von 12 Uhr 31' bis 15 Uhr 47' 85 gezählt, so dass niclit wie in Paris
die Frequenz dieser Meteore vor Mitternacht grösser schien wie nach
Mitternacht. ^) In Berlin beobachteten der jüngere Herr Professor Eeman
und der Herr Dr. Jablonski '-) von 12 Uhr bis 15|-Uhr. Sie begnügten
sich nicht, die Sternsclinuppen blos zu zählen, sondern sie trugen nach
einer auf mittlere Zeit gut berichtigten Uhr den Anfangs- und den
Endpunkt jeder Sternschnuppe in eine Sternkarte. Dies erforderte viele
Zeit, während welcher der Himmel mehrentheils ganz unbeobachtet blieb;
auch konnten die beiden Herren aus ihrem Standpunkte nur etwa den
vierten Theil des Himmels übersehen. Herr Professor Ekman bemerkt
deswegen, dass sein Verzeichnisse) von 58 in den S{ Stunden gesehenen
Sternsclinuppen nur einen kleinen Theil der während dieser Zeit wirk-
lich über dem Horizont von Berlin sichtbar gewesenen ausmache. Unter
diesen 58 Sternschnuppen waren 26 von der ersten Grösse, 13 von der
zweiten, 3 von der dritten, 5 ganz kleine, und von 11 ist die Grösse
nicht angegeben worden.
Aber alles, was in den genannten Städten geleistet ist, das ist in
Breslau bei weitem übertroffen worden.*) Unterstützt von seinen eifrigen
Zuhörern konnte der so aufmerksame und thätige Konservator der dortigen
Sternwarte, Herr Hauptmann von Boguslawski, zur Beobachtung
') Man iiniss aber, glaube ich, dabei bedenken, dass der Mondschein in Mailand
hinderlicher sein musste, als in Paris, die kleinen und schwachen Sternschnuppen zu
bemerken. AVirklich sah man in Mailand nur 15 schwache in den ersten drei Stunden,
in den drei folgenden 41.
^) Aus einem Briefe vom 31. August, womit mich Herr Professor Erman beehrte.
•>) Dies Verzeichniss ist ganz so musterhaft eingerichtet, wie wirkliche Be-
obachtungen, nicht blosse Zählungen von Sternschnuppen immer bekannt gemacht
werden sollten, und auch Brandes diejenigen von 1823 bekannt gemacht hat, wozu
sich korrespondireude vorfanden. Es enthält die gerade Aufsteigung und die Dekli-
nation des Anfangs- und Endpunktes jeder der 58 Sternschnuppen, wobei nur bei
vier der zweite fehlt. So kann man die angegebenen Eesultate der Rechnung nach
Erfordern selbst verificiren, tmd da diese nur die relative Geschwindigkeit der Stern-
schnuppe gegen den mit der Erde fortgeführten und auch durch ihre Rotation be-
wegten Beobachter angiebt, die wirkliche Geschwindigkeit des Meteors in seiner Bahn
und die Richtung dieser Bahn gegen die Sonne berechnen. Wir dürfen hoffen, dass
Herr Qüetelet, der 1827 um Brüssel herum, eben wie Brandes in Breslau, eine Ver-
bindung von 15 Personen zur gemeinschaftlichen Beobachtung von Sternschnuppen
zusammenbrachte, und Herr Professor Erman, der 1825 in Berlin mit einem Freunde
in Fotsdam gleichzeitige Beobachtungen anstellte, uns die geglückten Beobachtungen
auf ähnliche Art mittheilen werden.
') Aus einem sehr interessanten Briefe des Herrn Professors von Boguslawski
an mich vom 80. September.
560 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppeu, Sonne und Mond.
der Meteore in der Nacht vom 10. bis 11. August sehr grossartige An-
stalten treffen. Jedes der sechs gegen ]<W, iV, NO, SO, S, SW ge-
richteten Fenster der Sternwarte konnte mit zwei oder drei derjenigen
Zuhörer des Professors besetzt werden, die mit dem gestirnten Himmel
am vertrautesten waren, die übrigen bildeten Ablösungsposten bei den
gegen JN' und S stehenden Fhren. Die Wahrnehmung einer Stern-
schnuppe verkündigte jedes Mal der Beobachter laut, mit Benennung
des Fensters; der ührposten merkte die Zeit, gab laut die Nummer
der Sternschnuppe zurück und registrirte dann sogleich die Uhrzeit und
Fenster. Der Beobachter aber notirte die erhaltene Nummer und zu
derselben Grösse, Dauer, besondere Merkmale und AVeg der Stern-
schnuppe am Himmel, welcher, kontrollirt von seinem Mitbeobachter, un-
verzüglich in die Sternkarte mit Sorgfalt eingezeichnet wurde. Der
Direktor konnte nur selten einmal, bei augenblicklicher Ausfüllung einer
Lücke an einem Fenster, selbst eine Beobachtung machen, da die Leitung
des Ganzen wichtiger war und gesorgt werden musste. dass kein Fenster
lange unbesetzt blieb, und bald hier, bald dort ein Zweifel zu lösen
vorkam. So wurden denn gegen Norden ;524, gegen Süden 224 Stern-
schnuppen aufgezeichnet, von denen aber 12 gleich als identiscli erkannt
abgezogen werden müssen, so dass nur 530 bleiben.') Unter diesen war
eine kleine Feuerkugel, Iti waren so gross als Venus, 24 wie Jiqnter,
117 gleich Sternen erster, 216 zweiter, 129 dritter Grösse und 33 kleine.
Die ersten 150 Sternschnuppen wurden in 2 Stunden 14' 58", die zweiten
in 1 Stunde IG' 10", die dritten in 1 Stunde IG' 0" und die übrigen 08
in 1 Stunde 19' 21" angemeldet. So sehr es danach scheint, als wenn
die Frequenz der Sternschnuppen von 11| Uhr bis 14 Uhr viel grösser
gewesen sei, als vorher und nachher, so muss man doch bedenken, dass
in der ersten Periode Mondschein und Dämmerung, in der letzten die
anfangende Morgendämmerung den Walirnehmungen dieser Meteore
hinderlich waren. Auch hier wird also die grössere Frequenz der
Sternschnuppen vor Mitternacht nicht bestätigt.
Nicht blos auf Breslau beschränkte sich das Verdienst des so
thätigen und umsichtigen Herrn von Boguslawski bei diesen Beobacli-
tungen des 10. bis 11. August, auch in den umliegenden Orten hatte
er Freunde der Naturkunde zu gleichzeitigen Beobachtungen veranlasst.
So erhielt er aus Oels 5 von dem dortigen Hemi Professor Bredow,
aus Mirlou von dem schon ehemals mit Bijandes gemeinscliaftlicli he-
obaclitenden Herrn Professor Dr. Schoi^tz 22, aus Habelsircrdt von dem
Herrn Eektor Marschner 51 in Sternkarten eingezeichnete Bahnen von
') Wtnn unter diesen auch später noch cinipp als idonti.sch hefundcn worden
sollten, 80 .sind doch gewiss nocli mehrere unbemerkt und also unaufgezeichnet y:ebliel)cn.
161. Die Sternschnuppen im August 1837. 561
Sternschnuppen.^) Aus Neisse wurden von Herrn Professor Petzeld
294, aus LcohscMitz vom Herrn Oberlehrer Dr. Fiedler etwa 90, aus
Wainoicit.: bei Eatibor von den Herren Professoren Peschke und Kelch
129 Sternschnuppen angezeigt und ihr scheinbarer Lauf blos beschrieben.
Nur in einzelnen Fällen enthalten diese Beschreibungen hinreichende
Data, eine Berechnung darauf gründen zu können. -j
Dies ist alles, was ich von Sternschnuppen-Beobachtungen in der
Nacht vom 10. auf den 11. August 1837 bisher habe in Erfahrung
bringen können.")
In Brüssel war den Abend Gewitter, und die ganze Nacht hin-
durch heftiger Regen. In Düsseldorf wurden die von Herrn Professor
Benzenbeeg getrotfenen Anstalten zur Beobachtung der Sternschnuppen
sehr bald, nachdem man 26 gesehen hatte, durch Gewitter und Wolken
unterbrochen und vereitelt. Ob man noch anderweitig, etwa in Russ-
land, Grossbritannien, Nordamerika u. s. w., aufmerksam auf diese Nacht
gewesen ist, weiss ich noch nicht.
Aber die Erscheinung vieler Sternschnuppen im August ist nicht
auf den 10. bis 11. beschränkt, wenn dies gleich der höchste Glanz-
punkt sein mag, sondern in der ganzen ersten Hälfte dieses Monats
sind sie häufiger als sonst. Herr Akago berichtet, dass Herr De La
') In Oels wurde nur von 9 Uhr 44' bis 10 Uhr 3', in Mirkau von 9 Uhi' .55'
an, in Hahdsicerdt von 9 Uhr 16' bis 12 Uhr 36' beobachtet. Herr Professor Schultz
konnte noch ausser den 22 in die Sternkarten eingetragenen Sternschnuppen in den
Zwischenzeiten 56 andere registriren.
-) Das Verzeichniss nach gerader Aufsteigung und Abweichung des Anfangs- und
Verschwindungspunktes der in Breslau und in der Umgegend vom 10. bis 11. August
wirklich beobachteten Sternschnuppen war noch nicht formirt. Es wird aber eben
so musterhaft ausfallen, wie dasjenige, was mir Herr Professor Erman geschickt hat,
wie ich aus dem mir gütigst mitgetheilten Verzeichniss der im November 1836 in
Breslau beobachteten Sternschnuppen sehe. Unter den letzten befinden sich vier, die
auch in den Umgegenden von Breslau (2 zu Gross-Scholtken, 1 zu tiross-Surchen und
1 zu lÄegnitz) beobachtet waren, und die Herr von Bogülawski so berechnen konnte:
Höhe des .An-
Höhe des Bnd-
Länge der
fangspunktes
punktes
Bahn
No.
1.
4,44 Meilen
3,08 Meilen
1,49 Meilen
J)
2.
15,21 „
9,04 „
6,22 „
»
3.
10,13 „
3,06 „
8,22 „
»
4.
13,32 „
16,45 „
10,88 „
Ich setze nur die Hauptresultate her. Sie zeigen, dass auch die periodischen Stern-
schnuppen dieselben Höben und Geschwindigkeiten haben, wie die sonst beobachteten.
^) Vielleicht sind auch in Genf und der Umgegend von Genf am Abend des
10. August viele Sternschnuppen gesehen worden. Der Bericht in den Comptes rendus
)tebdom. von Herrn Wartmann, No. 16, j). 552, sondert nicht deutlich genug den
Abend des 9. August von dem des 10. ab.
Olliers I 36
562 Fixsterue, Nebelflecke, Sternschimppeu. Suiiue .und JIoinl.
Tremblais von Chateaueoux in dem Himmelsstrich zwischen der Cassio-
peja und dem Adle)- von 10 Uhr 0' bis 10 Uhr 35' am 9. August dieses
Jahres einige 30 Sternschnuppen gesehen habe, alle mit grosser (ie-
sclnvindigkeit sich parallel einer Linie von der Cassiopeja zum Antinous
gegen letzteres Gestirn bewegend. In Genf wurden von Herrn W'akt-
jiANx von 9 Uhr bis 12 Uhr 82 Sternschnuppen gezählt.') Hier in
Bremen bemerkte ür. AVilh. Focke am 9. August um 9f Uhr Abends,
gegen Osten gekehrt, wo der Himmel ganz rein war, wälirend den süd-
lichen Theil desselben theils Bäume, theils Wolken A'erdeckten, inner-
halb 15 bis 20' 12 niehrentheils grössere Sternschnuppen, einige mit
langen röthlichen Schweifen. Eine von ihnen war ohne Sch\\'eif, so
gross als Vemcs, in Osten, nicht weit vom Horizont, die senkrecht auf
diesen herabzufallen schien und nach kurzem, langsamen Laufe ver-
schwand. Die meisten übrigen hatten die Eichtung von und NO
nach W und SW. Am vollständigsten sind die Beobachtungen, die auf
Herrn Professor Bexzenberg's Veranstaltung Herr Custodes an diesem
9. August in Düsseldorf anstelMe. Er zählte von 9.VUhr bis 15 1 Uhr
98 Sternschnuppen, und da er zugleich an einer Tertienuhr von Lrxn-
stedt in Stockholm die Dauer jeder Sternschnuppe beobachtete, so mögen
ihm noch manche entgangen sein.-) Dass überhaupt in der ersten Hälfte
des August, namentlich in der Nacht vom 8. auf den 9., in aiuleren
Jahren viele Sternschnuppen sichtbar gewesen sind, davon führen Akago
und Qfetelkt viele Beispiele an,-') und ich berufe mich auf das oben
in der ersten Anmerkung gegebene Verzeichniss des Herrn Qietem'.t.
Nach dem 15. oder wenigstens nach dem 17. August scheinen sie in dem
übrigen Theil des Monats wieder selten zu werden.
Um beurtheilen zu können, ob die in einer Nacht sich zeigende Menge
von Sternschnuppen ungewöhnlich und aussi-rordentlich gross ist, nuiss
') C'omjjtes rendus hebdom. l. c.
') Die mittlere Dauer für jede Sterusc,hiiupi)e ist iiacli 9(1 Beobaclituiigcii dieser
Nacht 1" 12,7'"; aber für die 28 erster Grö.sse 1" 4.">,!i"', keine über 8". Bknzenbkro
hat .«(-hon ininier in diesem Jalir die Dauer der Stfrnsc'hnu]iiieu becibachten lassen,
die im Mittel gewöhnlich etwas über 1" j>:cfundcn wurde. Er rühmt die Tertienulir
Yon LcNDSTKDT ausserordentlich; sie geht weit besser als die von Klindwohtii iler
(iöttinger Sternwarte, und weun die Tertienulir von Pfafmus mit dem Centrifui;al-
pendel auch eben so gut geht, so hat doch diese letztere die Unbeiiuemlichkeit, dass
.sie immer sehr genau und sorgfiiltifr liorizontal gestellt werden niuss. Die Li'nb-
sTF.UTKR riir kostet nur 28 Rciebstbaler, und HK.NZKNni:i((i ghiubt, dass jede Stern-
warte' und jeder Beobachter von Sternsclinuppen eigentliih eine sok'be Tertienulir
bH\ien müsste. Aus Briefeu des Herrn Professor Bi;Nzi;Niii;ii(i.
") Auch Herr Custodks sah in der Nacht vom 11. bis 12. August 1834 vini
H l'hr 41' Abends bis .'! I'hr 17' Morgens 8."> Sternsclinuppen. Vor Mitteiiiaelit waren
sie ftin liäufigsten. Mittlieilung von Herrn Professor Bkn-zkniikik;.
Ißl. Die Sternschinipijeii im Augusr IxoT. 563
man, wie Herr Quetelet mit Eecht bemerkt, wissen, wie viele gewöhn-
lich im Durchschnitt jede Nacht gesehen werden. Herr Quetelet hat
dies aus seinen eigenen Erfahrungen und denen von Benzenbeeg und
Brandes zu bestimmen gesucht, und findet, dass ein Beobachter, der
also höchstens jedes Mal nur den halben Himmel übersehen kann, in
jeder Stunde 8, und zwei Beobachter, die gegen die entgegengesetzten
Himmelsgegenden ihre Augen richten, in jeder Stunde 16 sehen können.
Auch Benzenbeeg giebt 8 für einen Beobachter an. Mir kommt dies
zu viel, und höchstens auf die Nächte des Spätsommers oder Herbstes,
vom August bis December passend vor, wie denn diese Mittelzahl auch
hauptsächlich aus den in dieser Jahreszeit angestellten Erfahrungen
abgeleitet scheint. Im Durchschnitt für"s ganze Jahr möchte ich die
Frequenz dieser Meteore vielleicht auf | der angegebenen Zahl herabsetzen.
Allein auch Herrn Quetelet's Mittelzahl angenommen, zeigt sich,
dass die Menge der am 10. bis 11. August und den benachbarten Tagen
sichtbaren Sternschnuppen ausserordentlich und ungewöhnlich gross ist,
und wir sie zu den periodisch wiederkehrenden rechnen müssen. Diese
periodischen Sternschnuppen sind im äusseren Ansehen den gewöhnlichen,
sich jede Nacht zeigenden, vollkommen gleich. Nur scheinen ihre Bahnen,
wie auch schon Bkandes 1823 bemerkte, eine mehr parallele Richtung
zu haben. Nach Herrn Arago trafen die verlängerten Bahnen der am
10. bis 11. August dieses Jahres beobachteten Sternschnuppen grössten-
theils auf das Gestirn des Stiers, gegen welches Bild sich damals auch
die Erde bewegte. Etwas nicht sehr Abweichendes lässt sich aus
Herrn Professor Erman's Beobachtungen ziehen. Wenn man das Mittel
der Rektascensionen aller Anfangspunkte für die rechtläuflgen und rück-
läufigen Bahnen nimmt, so ist diese für die rechtläufigen Sternschnuppen
44"* 21', für die rückläufigen 357" 55'. Zwischen beiden Rektascensionen
musste also die Gegend liegen, aus der sie herzukommen schienen.
Dr. W. FocKE bemerkt, dass die mehrsten der von ihm und seinem
Freunde am 10. August Abends gesehenen 60 Sternschnuppen in der
Milchstrasse entstanden und sich in derselben oder ihr parallel bewegten.
Einige, die Milchstrasse durchschneidende, weniger glänzende Meteore
zeichneten sich durch ihren unregelmässigen Lauf aus, indem sie Bögen
mit plötzlichen Winkeln beschrieben und gleichsam hüpften.
So ist es also nun völlig entschieden, dass jedes Jahr in der ersten
Hälfte des Monats August, besonders in den Tagen vom 8. bis zum 14.,
eine grosse Zahl von Sternschnuppen sichtbar zu sein pflegen, oder dass
eine ungewöhnlich grosse Menge der kleinen kosmischen Massen, die
die Sternschnuppen bilden, die Ebene der Erdbahn von Norden nach
Süden in der Gegend durchschneiden, die die Erde vom 15.° bis zum 21."
des Wassermanns durchläuft. Um den 17." herum (den 10. bis 11. August)
3li*
564 Fixsterne, Nebelflecke, Stemschnuppeu, Sonue luul Mond.
scheint diese Menge am gedrängtesten zu sein. Aber solche diclite
Schwärme dieser Meteore, wie man in den Novembertagen 1799, 1832
und 1833 sah, sind im August nie bemerkt worden, und finden dann
aucli wahrscheinlich nie Statt.
Die November-Epoche bleibt also noch immer die wichtigste. Bei
der allgemeinen Aufmerksamkeit, die diese Meteore jetzt erregen, darf
man mit Zuversicht hoffen, dass sie auch diesmal gehörig beachtet
werden wird. Leider wii'd diesmal der Mondschein sehr hinderlich
sein, da gerade am 12. November der Vollmond eintritt. In Prag haben
sich sechs bei der dortigen Versammlung der Naturforscher anwesende
Astronomen, die Herrn Feldt aus Braunsberg, Kollee aus Krems-
münster, Mädlek aus Berlin, von Montedego aus Ofen, Morstadt aus
Prag, Weisse ans KraJcau, zu gleichzeitigen Beobachtungen in den
Nächten vom 11. bis 12., 12. bis 13., 13. bis 14. November vei-bunden, und
die zweckmässigsten Maassregeln verabredet. Sie haben zugleich und
schon mit Erfolg Andere zur Tlieilnalime an diesen Beobaclitungen
aufgefordert.^) Auch ausserdem wird man gewiss nicht blos in Deutsch-
land, sondern auch in Frankreich, Belgien, Italien u. s. w. auf dies Phä-
nomen alle mögliche Aufmerksamkeit verwenden. Der mit Recht so
hochberühmte Alexander von Hitmboldt hat im Verein mit unserem
einzigen Gauss eine Bekanntmacliung erlassen, vermöge deren alle mit
gehörigem Apparat versehene magnetische Stationen aufgefordert werden,
vom 12. November Mittags bis zum 13. November Mittags, 24 Stunden
hindurch, die Bewegung der Magnetnadel von 5' zu 5' zu beobacliten,
um auszumitteln, ob die vielen Sternschnuppen irgend einen merkbaren
Einfiuss auf die immer Statt findenden Perturbationen der magnetischen
Deklination haben. So werden wir also hoffentlich diesen November noch
wieder Manches über diese so räthselhaften Lufterscheinnngen erfahren.
Von der November-Epoche 1836 habe ich noch zwei Bemerkungen
nachzutragen. Der durcli seinen Eifer für Sternkunde und Pliysik rühm-
lich bekannte Herr Wartmann hat den Muth, die Ausdauer und die
Geduld gehabt, die ganze Nacht hindurcli vom 12. bis 13. November 1836
mit drei seiner Freunde auf der Sternwarte zu Oenf den von Wolken be-
deckten Himmel sorgfältig zu beobachten.-) Diese Wolkendecke schien sehr
hoch und der Himmel ganz gleichförmig von ihr verhüllt zu sein. Fünf
Mal sahen die Beobachter einen schnell vorübergehenden schwachen, bald
weissen, bald etwas röthlichen Schimmer eineWolkenstelle erleucliten, wahr-
scheinlich von grossen über diese Stelle hinstreiclienden Sternsclinuppen,
') Ans einem mir gefälligst, mitgetheilten Briefe des Herrn Dr. MÄni.EK an den
Herrn Etatsrath Sciiümacbek vom 22. Oktober 1837.
-) Bihliothhiur universelle de Genevc Juniiis 1837, p. 373. The London, (uid
Edinburgh rhilunophical Maijazine, No. 67, September 1837, p. 261.
I
161. Die Steruschmippen im August 1837. 565
aber keine einzige Sternsclinuppe kam unter die Wolkendecke herab.')
Der berühmte Heeschel schreibt vom Vorgebirge der guten Hoffnung
unter dem S.April 1837 an Herrn äbago, -) er habe, beschäftigt, seine
Beobachtung über die komparative Grösse der mit blossen Augen ge-
sehenen Fixsterne fortzusetzen, sowohl die Nacht vom 12. bis 13., als
vom 13. bis 14. November in freier Luft zugebracht, so gestellt, dass er
alle sich zeigenden Sternschnuppen bequem wahrnehmen konnte, und
doch nur sehr wenige dieser Meteore, am 12. bis 13. nur 10 und am
13. bis 14. gar nur 8 gesehen. Ein Beweis, dass der Strom der Stern-
schnuppen-Moleküle nur einen geringen Durchmesser von Norden nacli
Süden hatte, und nur der nördlichen Halbkugel unserer Erde nahe kam.
Auch der von Herrn von Humboldt'') 1799 beobachtete ungeheure
Meteorenschwarm scheint nur eine beschränkte Breite und Tiefe gehabt
zu haben, dahingegen 1882 auf der Insel Mauritius, in der hier in Europa
durch die Menge der Sternschnuppen ausgezeichneten Nacht, ungewöhn-
lich viele derselben wahrgenommen wurden.
Schliesslich erlaube ich mir noch eines Umstandes zu erwähnen,
den man bisher, so viel ich weiss, noch gar nicht in Betrachtung ge-
zogen hat, und über den ich gern die Meinung gründlicher Physiker
vernehmen und von ihnen belehrt sein möchte. Es ist der, dass man
nie fossile Meteorsteine, nie fossiles Meteoreisen findet oder je gefunden
hat. Sollte man nicht daraus schliessen können, schliessen müssen, dass
vor der jetzigen letzten Ausbildung der Oberfläche unserer Erde noch
keine Meteorsteine auf dieselbe herabgefallen sind? Müssten sich diese
sonst nicht ziemlich häufig in den sekundären und tertiären Gebilden
finden, wenn sie schon vorher viele Tausende von Jahren hindurch auf
die Erde wären herabgeschleudert worden, da jährlich jetzt mehrere
hundert solcher Steinfälle Statt haben ?^) Und wenn sich diese Aero-
lithen auch nicht ganz so gut in ihrer anfänglichen Form, wie die Kon-
chilien, die Knochen und Zähne der Saurier und Säugethiere u. s. w.
') Ein Beweis, tlass keine von den vielen hundert Sterusclinuppeu dieser Nacht
in der Gegend von Genf wenigstens nicht leuchtend auf die Erde herabliel. Auch
Herr Professor von Bogüslawski versichert, dass 1836 in der Nacht des 12. und in
der Nacht vom 13. bis 14. November bis zur Aufheiterung keine einzige Sternschnuppe
unter die AVolkeudecke herabgekommen sei.
-) Comptes rendus hebd., No. 16, 1837, j'- 549.
") Möchte es doch diesem grossen Physiker gefallen, uns seine jetzige Ansicht
über dies Phänomen mitzutheilen, das er so schön und anziehend beschreibt. Auch
möchte ich wissen, ob wirklich einige der grösseren damals gesehenen Meteore einen
scheinbaren Durchmesser von 1" 15' hatten, oder ob diese Zahl durch einen Druck-
oder Sehreibfehler entstellt ist?
^) Nach Herrn von Schreusek's Annahmen und Rechnungen jährlich etwa 700.
Diese Zahl scheint mir etwas, doch nicht viel zu gross. Ciil.^dni, Feuermeteore, p. 93.
566 Fixsteme, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
darin erhalten haben sollten, so niüssten sie doch wohl immer kenntlich
genug bleiben.') Ich gestehe es, mir scheint diese Thatsache für
Geologie und Kosmologie wichtig und merkwürdig zu sein, und auch
bei den Forschungen über die Natur, den Ursprung und die Quelle der
Feuerkugeln einige Berücksichtigung zu verdienen.
Xachsclirift. Nach einem späteren Briefe des Herrn Professors uud
Hauptmanns von Bogislawski hat er auch noch vom Herrn Referen-
darius Wglljiann in Gross-Glogau 17, und von Herrn Professor Keil
in Liegniiz gegen 40 sehr gute uud vollständige Beobachtungen von in
der Nacht des 10. bis 11. August d. J. gesehenen Sternschnuppen erhalten.
1(52. NoYeiuber-Beobachtuiigeii von Steriisclmiippeu 1838 in
Bremeu.
[Schumacher's Astronomische Nachrichten. Bd. XVI. S. 177 — 180. Februar 1839.]
Mit Vergnügen theile icli Ihnen, Ihrer Aufforderung gemäss, eine
kurze Nachricht über dasjenige mit, was hier im November 1838 rück-
sichtlich der Sternschnuppen geschehen und beobachtet ist. Es hatte sich
eine Gesellschaft junger, wissenschaftlich gebildeter Männer vereinigt,
in den Nächten vom 11. bis 15. November diese Meteore zu beobachten.
Sie wählten zum Observationslokal das obere Stockwerk eines Garten-
hauses, das mit zwei gegen einander über gelegenen Balkons, den einen
gegen 11 Wir, den anderen gegen USO, verseilen war. Von jedem dieser
Balkons übersah man fast den ganzen Himmel, da das zwischenliegende
niedere. Dach für jeden nur einen kleinen Theil desselben verdeckte,
und die übrige Aussiciit fast ganz frei war.
In der Kegel waren immer vier Personen mit den Beobachtungen
beschäftigt. Einer bei dem nach mittlerer Zeit gut berichtigten Chrono-
meter. Auf jedem Balkon befand sich ein Beobachter, der, sobald er
eine Sternschnuppe sah, durch Zählen im Sekundentakt dem am t'lirono-
meter Beschäftigten die Zeit der Erscheinung angab, die dieser mit der
Nummer, der scheinbaren Grösse, dem Sternbilde und etwaigen sonstigen
Bemerkungen in ein Register eintrug. Der J^eobachter aber zeiclinete
den liauf der Sternsclinuitpe mit ihrer Nummer in die Sternkarte.
') Chladni bemerkt, dasa Meteorsteine uder Jjnnlistiicke derselben vnn l'Aigle
oder andereil Orten, die lange in feuchter Erde gelegen haben, oder sonst sehr der
Feuchtigkeit ausgesetzt gewesen sind, fast nichts inclir /eigen als eraue Substanz
und braunes Kiseiioxyd. Feucrmclrorc, ji. öT.
1()2. Nüvember-Beobaclitnugeu von Steiiisclinuppen 1838 in Bremen. 507
Während dieser Beschäftigung vertrat die vierte Person seine Stelle
auf dem Balkon.
Diese so gut und verständig getroifenen Anstalten wurden aber
leider durch trübes ^^'etter zum grössten Theil unnütz gemacht.
Die Nacht vom 11. zum 12. November war völlig trübe.
Die Nacht vom 12. zum 13. aber durchaus und ungewöhnlich heiter,
die Luft auch sehr durchsichtig, so dass deswegen auch sehr kleine
Sternschnuppen bemerkt werden konnten. Das erste dieser Meteore
wurde zwar schon zwischen 5 und G Uhr gesehen, aber die regelmässige
Beobachtung fing erst um 71 Uhr an. Bis 12 Uhr 3' wurden dann
82 Stei-nschnuppen beobachtet, worauf sich die Beobachter eine etwas
mehr als halbstündige Pause erlaubten. Von 12 Uhr 37' bis 14 Uhr
30' erschienen dann 52 Sternschnuppen. Nun wurde wieder eine fast
stündliche Pause gemacht, und dann von 15 Uhr 27' bis 17 Uhr 39'
noch 51 dieser Meteore, mithin in allen 186 Sternschnuppen wahr-
genommen und, wenige ausgenommen, in die Sternkarten eingezeichnet.
Obgleich aber in dieser Nacht 186 Sternschnuppen gesehen, und,
wenn man die Pausen auch |noch so gering anschlägt, weit über 200
in Bremen sichtbar gewesen sind, so war dies doch nicht das eigent-
lich erwartete November-Phänomen, denn die Bahnen dieser Stern-
schnuppen zeigten unter sich nichts Paralleles, hatten auch gar keinen
Bezug auf das Sternbild des Löwen. Im grossen Löwen erschienen
nur 4, und eben so viel im kleinen Löwen. Hingegen im Drachen 23,
im grossen Bären 18, im Schwan 11, im Cepheus 9 u. s. w., überhaupt
in den nördlichen Sternbildern die mehrsten, ausser dass auch der Pe-
gasus 16 und der Orion 14 Meteore aufzuweisen hatten. Kurz, alle
diese zahlreichen Sternschnuppen schienen zu den sporadischen, nicht
zu den eigentlich periodischen zu gehören.
In Ansehung der Grösse übertrafen zwei die 1. Grösse, 23 waren
Sternen 1. Grösse, 27 Sternen der 2., 63 der 3., 34 der 4., 12 der 5.,
3 der 6. Grösse an Glanz oder Lichtstärke gleich, 7 wurden als klein
oder sehr klein, und von den übrigen die Grösse nicht angegeben. ]\Iit
Schweifen wurden wenige bemerkt; doch hatten einige 1. Grösse, z. B.
No. 7, No. 101, einen sehr langen Schweif, und bei einer No. 165, die
Sterne 1. Grösse bedeutend übertraf, blieb dieser Schweif 60" sichtbar.
Um 14i Uhr begann, anfangs schwach, nachher sehr glänzend und
ausgedehnt, ein schönes Nordlicht, das bis zum Morgenlicht anhielt,
etwa um 4 Uhr seinen besten Glanzpunkt hatte, sich ungefähr 30° über
den Horizont erhob, und grosse Strecken am Himmel mit lebhaftem
blutrothem Lichte färbte. Die Beobachter bemerkten genau, dass die
über die rothen Himmelsräume hinschiessenden Sternschnuppen ihre
weisse Farbe ganz ungetrübt behielten, und glaubten daraus schliessen
568 Fixstenie, Nebelflecke, Sternschnuppen, Sonne und Mond.
ZU können, dass die rothe Nordliclitsmaterie weiter von der Oberfläche
der Erde entfernt war, als diese Sternschnuppen.
Nacht vom 13. zum 14. November. Der Abend des 13. November
Avar anfangs heiter, und es wurden von 6 Uhr 50' bis 8 Uhr 2' 12
Sternschnuppen A\ahroenonimen. Aber bald nach 8 Uhr verhüllte ein
dichter Nebel den ganzen Himmel. Die Beobachter blieben bis nach
Mitternacht auf ihren Posten. Da sich aber auch dann noch gar keine
Hoffnung zeigte, dass der Himmel sicli aufheitern könne, so gingen sie
auseinander, und legten sich zu Bette.
Und doch klärte es sich später wieder auf, und der den Lesern
der Astronomischen Nachrichten längst so rühmlich bekannte Herr ÜLt^vER
in Rockwinlrd, eine Meile von Bremen, beobachtete um 14 Uhr 40' die
erste Sternschnuppe. Er schloss seine Beobachtungen mit der 100. Stern-
schnuppe etwa um 16 Uhr 50'. Von diesem Zeitraum geht etwa eine
halbe Stunde ab, in der nicht beobachtet wurde. Fast sämmtliche
Sternschnuppen kamen aus den beiden Löwen und dem südlichen Theile
des grossen Bären, und ihre Richtung war fast durchaus nach NNO,
zuerst mehr nördlich, dann mehr nach Osten übergehend. Von diesen
100 Sternschnuppen ging nur eine nach S, etwas westlich, oder, der
Hauptrichtung entgegengesetzt, über Südosten hinaus, nach Süden zwei,
eben so viele zwischen TF und S, zwischen W und NW höchstens
fünf, etwa eben so viele zwischen und SO, alle übrigen zwischen
NNW und mit erstgemeldeter vorwaltender nordöstlicher Rich-
tung. Der grösste Theil dieser Sternschnuppen, etwa f oder |, hatte
einen Schweif, der aber nur bei 4 oder 5 wirklich mit derselben ver-
bunden war, in der Regel zeigte sich nur eine zurückbleibende leuch-
tende Spur auf der Bahn des Meteors. Ganz ausgezeichnet helle hat
Herr Clü\i;u nicht gesehen, nur einer war wohl etwas heller als
Vetms und etwa 7 oder 8 glichen dem Jupiter, oder übertrafen iiin
etwas.
Es leidet wohl keinen Zweifel, dass dies das eigentliche November-
Phänomen war, das sich, freilich weit prächtiger, 1709 in der Nacht
vom 11. zum 12. November zeigte, nachher 1832 und 1833 in der
Nacht vom 12. zum 13. November vorkam und nun seit 1834 in der
Nacht vom 13. zum II. November, also immer etwas später, erschien.
Am 14. Abends war es hier in Bremen nur bis gegen 9 Uhr heiter,
und unsere Beobachter sahen von 7 bis 8 Uhr vier, von 8 bis 9 Uhr
neun Sternschnuppen. Nachher wurde es völlig trübe, und auch die
folgenden Nächte, vom 15. zum lii. und vom li'i. zum 17. November,
blieb der Himmel stets bedeckt.
163. Sternsclimippen-Beobachtung- im August 1839. 569
163. Sterusclmiippen-Beobaclitimg im August 1839.
Bremen 1839, August 19. .
[Sihnmaclier'B Astronomische Nachricliten, Bd. XVI, S. 385, 38G. Oktober 1839.]
Ich danke Ihnen recht sehr für Ihren in aller Rücksicht so inter-
essanten Brief vom 12. August und die beigefügten Sternschnuppen-
Beobachtungen. Die diesmalige Wiederkehr der August-Epoche für die
Sternschnuppen hat sich sehr ausgezeichnet. Hier hat man dieselbe
Einrichtung zu ihrer Beobachtung getroffen, wie im November 1838.
Die Zahl der beobachtenden Personen belief sich fast immer auf sechs.
So wurden in der Nacht vom 9. auf den 10. August 892 und vom 10.
auf den 11. gar 725 Sternschnuppen wahrgenommen. Natürlich konnte
bei dieser Frequenz nur ein Tlieil derselben in die Sternkarten ein-
getragen werden. Beide Nächte waren nicht ganz ununterbrochen heiter,
die Nacht vom 11. auf den 12. trübe. Ich behalte mir vor, Ihnen
einen umständlicheren Bericht für die Astronomischen Nachrichten zu
schicken. Ihre Beobachtungen habe ich gleich an Dr. W. Focke ge-
geben. Vorläufig glaubt er folgende einigermaassen übereinstimmende
anmerken zu können.
Ihre No.
Seine Ko.
Unterschied der
Mittagslireise
No. 9
No. 34
4' 87"
.., 10
„ 42
4' 37,8"
„ 12
„ 84
4' 30,6"
„ 16
„ 105
4' 36,8"
„ 18
„ 115
4' 24,6"
„ 19
„ 116
4' 25,1"
„ 22
„ 124
4' 29,0"
4' 31,5"
Dies Mittel würde sehr gut stimmen, angesehen der mehr west-
lichen Lage des hiesigen Beobachtungsortes und des Umstandes, dass
bei Ihnen das Ende, hier der Anfang der Sternschnuppen beobachtet
ist. Aber die einzelnen Data sind noch zu verschieden, und es mag
wohl noch ein und das andere Resultat, als zu verschiedenen Stern-
schnuppen gehörig, ganz wegfallen müssen. Immer aber scheint daraus
hervorzugehen, dass Sternschnuppen dazu dienen können, Längenunter-
schiede völlig zu berichtigen, wenn an beiden Orten die Verschwin-
dungszeiten beobachtet werden.
570 Fixsterne, Nebelflecke, Stenischmippeu, Sonne und Sloutl.
U)4. Aiizeijie dor Ubservations of Nebulae and Clusters ot'
Stars; iiiade at Sloiigli witli a tAventy feet Reflector betweeii
the years 1825 aud 1833 by Sir j. F. W. Herscliel, Ku.
(Tiielp etc. From the Pliilos. Transactious London 1833.
[Scbumacher's Astronomische Nachrichteu, Bd. XI. S. 373—378. Mai 1834.]
Dies ist die längst angekündigte und mit Verlangen erwartete
Abliandlnng des würdigen Sohnes seines grossen Vaters über die Nebel-
tiecke und Sternhaufen, gewiss eine der wichtigsten Schriften über
diese so interessanten, und zum Theil noch so räthselhaften Gegenstände
des gestirnten Himmels. Sir John sagt, seine ursprüngliche Absicht
sei gewesen, die Bekanntmachung seiner Beobachtungen so lange auf-
zuschieben, bis er der Königlichen Societät ein vollständigeres Ver-
zeichaiss aller unter der dortigen Breite sichtbaren Nebelflecke hätte
darbieten können, das alle Nebelflecke seines Vaters, ihren Ort wenig-
stens durch zwei Beobachtungen bestimmt, enthalten hätte. Um dies
zu erreichen, würden aber noch mehrere Jahre Arbeit erforderlich ge-
wesen sein; und da der Mangel einer ausgedehnten Liste der Nebel-
flecke, nach der Rektascension geordnet, bei der neueren Vervollkonnn-
nung der Achromate, und der zugenommenen Betriebsamkeit der Astro-
nomen in Aufsuchung und Beobachtung von Kometen, immer fülilbarer
und drückender geworden sei, so habe er es vorgezogen, schon Jetzt
seine bislierigen Beobachtungen, nach Rektascension geordnet und aut
1830 reducirt, zu geben.
Wenn wir aber so nicht alles erhalten, was uns der Verfasser ur-
sprünglich zugedacht hatte, so ist doch die (iabe, wie sie jetzt vorliegt,
sehr reich. Das Verzeichniss enthält 2307 Nebelflecke und Sternhaufen.
Davon, sind etwa 1800 mit denen seines Vaters identisch; öOO sind neu
von ihm entdeckt; 700, die Sir Wii.r,i.\Ji anführt, hat Sir .Imix bisher
nicht angetrotten. Unter den 500 neueren ist nur ein sehr augenfälliger
und grosser Nebel; nur sehr wenige sind zur ersten Klasse der glän-
zenden oder hellen Nebelflecke zu zählen; der grösste Theil ist \on
der äussersten Lichtschwäche, nur mit grosser Aufmerksamkeit bei dem
günstigsten Zustande der Atmosphäre und der Instrumente zu sehen.
Dies, fügt der Verfasser hinzu, ist in so fern befriedigend, als es zeigt,
dass jetzt unsere Kenntniss der neblichten Gegenstände in der nörd-
lichen Halbkugel mehr vollstiiiulig ist; und dass, um noch weitere Fort-
schritte zu machen, ein Instrument vi»n der Kraft des 40füssigen Te-
leskops nöthig sein wird.
Von allen diesen 2300 Sternhaufen und Nebelflecken giebt nun das
Verzeichniss die Rektascension und Deklination mit völlig hinreichender
164. Anzeige der Observations of Nebulae etc. by Sir J. F. W. Herschel. 571
Schärfe an. üebei' die Art, wie diese Ortsbestimmungen iu erforder-
licher Genauigkeit und Sicherheit erhalten worden sind, belehrt uns
Herr Hekschel sehr umständlich im Anhange.
Auf die sinnreiche, von Sir William Herschel eingeführte Art
wird jeder Nebelfleck durch wenig Buchstaben vollständig beschrieben.
.Diese Beschreibungen noch deutlicher zu machen, sind die Ausdrücke
durch 24 Figuren sinnlich erläutert. Ausserdem aber sind noch 67 einzelne,
merkwürdig gebildete Gegenstände, Nebelflecke, Nebelsterne, planetarische
Nebel, sehr sauber dargestellt. Die Schwierigkeit, solche Gegenstände
befiiedigend darzustellen, ist freilich gross, auch äussert der Verfasser
mit den 24 Musterdarstellungen einige Unzufriedenheit; aber die übrigen
Abbildungen sind so trefflich, wie man sie nur immer erwarten kann. ^)
Die abgebildeten Nebelflecke werden zugleich im Anhange umständ-
licher beschrieben.
Dies ist der Hauptinhalt dieser vortrefflichen Schrift. Nun noch
zu einigen einzelnen Bemerkungen.
Zuerst fällt die höchst ungleiche Vertheilung dieser Nebelflecke
und Sternhaufen am Himmel auf Schon Sir William gab an, dass
die Nebel hauptsächlich in einer Schicht liegen, die die Milchstrasse
fast senkrecht durchschneidet, und ungefähr der Eichtuug der Kolure
der Nachtgleichen folgt. Jetzt, da alles nach gerader Aufsteigung ge-
ordnet ist, lässt sich dies nun besser übersehen. Von den 2307 Nebel-
flecken und Sternhaufen sind in den Stunden 11, 12, 13 926, in den
Stunden 23, 24, 301, in den Stunden 3, 4, 5 nur 92 und in den
Stunden 16, 17, 18 gar nur 82. Die reichste Stunde ist die von 12
bis 13, die 441 zählt; die ärmste 17 bis 18, die nur 20 enthält. Be-
gierig wird man erwarten, wie Sir Jühn's Durchmusterung des süd-
lichen Himmels dies merkwürdige Verhältniss bestätigen oder modi-
ficiren mag. Dann wird es auch Zeit sein, auf zwei Planisphären blos
diese Nebelflecke und Sternhaufen einzutragen, um so die Lage, Eich-
tung und verschiedene Dichtigkeit dieser Nebelschicht mit einem Blicke
übersehen zu können.
Höchst anziehend ist die Betrachtung der so verschiedenen, oft so
') Sovvobl Sir .John als Sir William Hekschel beziehen sich sehi- oft auf
Messier's Verzeicbniss der von diesem und MficuAis aufgefundenen 103 Nebelflecke
und Sternhaufen in der C'omiaissance des Tems 1784, so dass dies Verzeicbniss bei-
nahe unentbehrlich beim Lesen der HERSCHEL'scheu Schriften über Nebelsterne ist.
Nicht alle Astronomen werden den angeführten Jahrgang- der Connaissance des Tems
znr Hand haben. Es ist deswegen vielleicht nicht unnütz, zu erwähnen, dass Herr
Professor Pfaff dies Verzeicbniss bei seiner Uebersetzung der Schriften von Sir
WiLLLiM Herschel „Ueber den Bau des Himmels (Leipzig 1826)" wieder hat ab-
drucken lassen. Auch kann man sich allenfalls aus dem Berliner Jahrbuch für 1784
und 1786 helfen, wenn man die dort vorkommenden Verzeichnisse uummerirt.
572 Fixsterne, Nebelflecke, Steiiischnuppeii, Sonne und Mond.
sonderbaren Formen dieser himmlischen Gegenstände, von denen, wie
schon erwähnt, Sir John uns 67 Abbildungen giebt, die man mit den
etwa 70, die schon Sir WniLiAM geliefert hat, vergleichen kann, so wie
auch mit denen, die Herr Dunlop in den Phllosopli. Tmnsad. 1S2S, P. 1,
seinem schätzbaren Verzeichniss von mehr als 600 südlichen Nebelflecken
beigefügt hat. Nur wenige sind beiden gemeinschaftlich und auch bei
einigen von diesen hat der Sohn noch manche merkwürdige Eigen-
heiten bemerkt, die dem Vater entgangen waren. Je mehr man da-
rüber nachdenkt, je räthselhafter werden zum Theil diese Nebelgestalteu.
Dass der grösste Theil der durch die bisherigen Teleskope nicht in
Sternhaufen aufgelösten Nebelflecke doch entferntere Sternhaufen sind,
ist wohl gewiss. Aber vieles deutet doch auch auf blosse, zum Theil
ganz ungeheure Lichtnebel, die an sich nichts Stevnartiges enthalten,
wohl aber mit Sternen in Verbindung und Beziehung zu stehen sclieinen.
Woher die abgeplattete Scheibenfigur so vieler Nebelflecke? Woher die
Tendenz so vieler zur ringförmigen Gestalt? Und was sollen wir denn
wohl von den sogenannten planetarischen Nebelflecken eigentlich halten?
Von diesen planetarischen Nebelflecken bemerkt Herr Hekschel noch,
und es ist auch in den Figuren zu sehen, dass manche kleine Sterne
nahe bei sich haben, die auf die Idee von sie begleitenden Ti-abanten
führen. ..Dies mögen sie," sagt der Verfasser, „denn aucli wohl sein.
Die ganz ungeheure Grösse und Masse dieser Körper mag ihnen, so
wenig dicht sie auch angenommen werden, anziehende Kraft genug
geben, kleine sternartige Körper in Bahnen von drei- oder viermal
ihres eigenen Durchmessers, und in langen Perioden zu erhalten." Er
empfiehlt, dies auszumitteln, sorgfältige Beobachtung ihrer Positions-
winkel, und bedauert, nicht schon selbst bei seinen Beobachtungen auf-
merksamer auf diesen Gegenstand gewesen zu sein. — Aber auch noch
in anderer Rücksicht verdienen diese kleinen Comites der planetarischen
Nebelflecke Beachtung. Sind nämlich diese idanetarischen Nebel wirk-
lich Körper von so ungeheurer Masse und Schwerkraft, und nimmt mau
das Licht mit Newton für etwas Körperliches an, so muss, wie La Pl.\ce
zuerst erinnerte und bewies, bei so grossen Körpern ihre übermäclitige
Anziehung die (Geschwindigkeit des von ihnen ausströmenden Lichts
sehr vermindern, und sie müssen also eine viel grössere Aberratiou
zeigen, als die sie umgebenden kleinen Sterne, worüber wenige Be-
obachtungen leiclit entscheiden können.
Sehr merkwürdig sind die vielen doppelten Nebel. Alle die Ver-
schiedenheiten in Abstand, Stellung und Helligkeit, die sich bei Doppel-
sternen finden, finden sich auch bei Nebelsternen; die also, wie jene,
höchst wahrscheinlich in irgend einer V(^rbindung und Beziehung mit
und auf einander stehen.
164. Anzeige der Observations of Nebulae etc. by Sir J. F. W. Herscliel. 573
Hkeschel erwähnt noch eines zuweilen ihm vorgekommenen son-
derbaren Phänomens, da bei anscheinend heiterem Himmel, und ganz
unabhängig von gewöhnlichem Dunst und Nebel unserer Atmosphäre,
alle Sterne, bis zu denen 7. Grösse herab, plötzlich und während einer
nur kurzen Zeit, mit einer Photosphäre, 2, 3 und mehr Minuten im
Durchmesser umgeben schienen. Dies rührte auch nicht vom Beschlagen
der Gläser oder sonst einem Fehler des Instruments her.
Ehe Sir John seinen Anhang schliesst, erkennt er noch mit ge-
bührendem Dank den grossen Beistand an, den ihm seine so verehrungs-
würdige Tante, Miss Cakolixk Heeschel, bei diesen Beobachtungen ge-
leistet hat. Diese, schon sonst so hoch um die Sternkunde verdiente Dame
hat nämlich auch noch mit grosser Sorgfalt und Geduld alle von Sir
William beobachteten Nebelflecke, deren Lage dieser nur gegen benach-
barte Sterne angegeben hatte, gehörig reducirt, und in einen nach
Zonen geordneten Katalog gebracht, wonach Sir John seine sogenannten
„tvorkiug lists" einrichten konnte. In diese ivorking lists wurden alle
Nebelflecke, Doppelsterne etc. im Voraus eingetragen, die Heeschel in
jedem seiner „Sweejps^ anzutreifen erwarten konnte. In Folge dieser
iroihing lists mehrte sich nach und nach ein grosses Verzeichniss ver-
niisster Nebelsterne. Viele der schwächereu werden blos übersehen
sein; viele blos deswegen zu fehlen scheinen, weil sie nach fehlerhaften
Beobachtungen, oder sonst irrig in die Listen eingetragen waren; viele
auf dem unrechten Platz, wegen nicht gehörig gerichteten Teleskops,
gesucht sein. Herr Heeschel hat deswegen dies Verzeichniss nicht
mitgetheilt, da er keine Zeit hatte, alles näher zu untersuchen. Er
zweifelt sogar, „ob dies je der Mühe werth sein wird; eigentliche Nebel-
flecke könnten wohl nicht verschwinden; und wenn auch einige kleine
teleskopische Kometen in seines Vaters Zonen als Nebelflecke angemerkt
wären, so könnte doch eine so isolirte Beobachtung eines Kometen
schwerlich je von einigem Nutzen sein." Hier scheint Sir Johx nicht
an die kleinen Kometen von kurzer Umlaufszeit gedacht zu haben,
von denen wir wahrscheinlich bald noch mehrere kennen lernen werden.
Für diese kann die Auffindung einer solchen einzelnen Kometen-Be-
obachtung oft von grossem Nutzen, zur Bestätigung und Berichtigung
ihrer Periode, sein. Ein Verzeichniss der nicht gefundenen Nebelsterne
würde also, auch noch unberichtigt, den Astronomen sehr willkommen
sein; und da auch unter den 500 neuen, von Sir John aufgefundenen
Nebelflecken einige Kometen gewesen sein können, so wäre zu wün-
schen, dass derselbe auch das Datum dieser Auffindungen, oder, noch
besser, das Datum aller seiner 427 „Siueeps" bekannt machen möchte.
Bekanntlich hat sich Sir John jetzt mit seinen 20füssigen Tele-
skopen nach dem Vorgebirge der guten HoiFnung begeben, um auch am
574 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnnppen, Sonne nnil Jlond.
südlichen Himmel mit diesen mächtigen Werkzeugen die Doppelsterne,
Nebelflecke n. s. w. aufzusuchen, an denen dieser, nach Duxlop's vor-
läufigen rntersuchiingen, so reich scheint. Möge diese so rühmliche,
aus reinem aufopffrnden Eifer unternommene Expedition ganz mit dem
beabsichtigten Erfolge gekrönt werden, und dieser hochverdiente Astro-
nom, gesund und glücklich zurückkehrend, dadurch sein Werk vervoll-
kommnen und vollenden, das dem HEKscHEL'schen Namen schon jetzt
auf ewig die dankbarste Verehrung ihrer Mit- und Nachwelt zuge-
sichert hat.
1()5. BeobachtiLiifi: der Soimenfinsteriiiss yoiii 7. September,
der Bedeckung der riejadeii vom 29. August 1820.
(Astronomisches Jalivbnch für 1824, S. 97—99.]
Vom 22. September 1820.
Sonnenfinsterniss vom 7. Sejdember 18ä0.')
Der Himmel war bis gegen das Ende der Finsterniss wolkig, doch
war die Sonne mehrentheils durch die durchsichtigen ^^'olken gut zu
sehen. Als sie um l"" 6' 11" auf einen Augenblick aus einer dichteren
Wolke hervortrat, war der Anfang schon geschehen. Die übrigen Mo-
mente wurden folgendermaassen nach mittlerer Zeit beobachtet:
Herr Senator Gildemeistkr Olbkrs
Anfang des Ringes . . 2" 29' 25" 2" 29' 24"
Ende des Ringes ... 2'' 34' 41" 2" 34' 41"
Ende der Finsteruiss . 3" 52' 14" 3'' 52' 13"
Unstreitig ist die Beobachtung des Herrn Senator Gildejieisiiu
der meinigen vorzuziehen. Da er die Vorsicht gebraucht, die vier Dänipf-
gläser seines Sextanten abzuschrauben, solche in freier Hand vor dem
Okular hielt, und also in jedem Augenblicke dem bald melir, Itald weniger
von Wolken bedeckten Sounenbilde die schicklichste. Dämpfung gelieii
konnte. Ich hatte ein massig verdunkelndes Sonnenglas vorgesch rohen,
wodurch die Sonne doch bald zu hell, bald zu dunkel erschien. Tcli
nmsste mich deswegen mit einer 44maligeu Vergrüssenuig meines Dol-
londs begnügen, dahingegen Herr Gildemeister seinen vortrefflichen
Krauenhofer 120 Mal vergrössern lassen konnte. Doch war mein l)olloiid
so scharf, dass ich unerachtet der schwachen Vergrösserung und der
'l Eine kurz« Bi'iiierkuni; nn<l Vnransage dieser .Soniieiifiii.sterniss tiiiilet sicli in
.AbhBiKUini^' Nc). T, i*^. 1'_'2. Scii.
16fi. Mittheiliiiig-, eine Ersebeiniiug- am dunklen Theile der Mondobeirfläche betr. 575
oft durch die Dünste sehr zitternden und wallenden Ränder des Mondes
und der Sonne die Ungleichheiten des Mondrandes deutlich unterscheiden
konnte. Ungefähr 1 oder H Zoll von der südlichen Hornspitze zeigte
sich schon um 1} Uhr sehr kenntlich das hohe Randgebii-ge Dörfel,
und etwas nördlich über die Mitte war einer von den beiden Eand-
bergen zu bemerken, die der verewigte Schröter Dalamhert genannt
hat. Den südlichen der beiden Dalamberf sehen Berge konnten wir
Beide nicht sehen. Gerade während der ringförmigen Finsterniss war
die Sonne so von leichten Wolken bedeckt, dass man sie ohne Un-
bequemlichkeit mit blossem Auge betrachten konnte, und so gewährte
dies seltene Ereigniss vielen Tausenden von Zuschauern ein sehr an-
genehmes Schauspiel. Es fand sich kein Fleck auf der Sonne, und wir
haben nichts wahrgenommen, was auf eine Mondatmosphäre zu deuten war.
Bedeckung der Plejaden am 29. August 1820.
Der Himmel heiterte sich plötzlich sehr schön am Abend auf, nur
niedrig am nordöstlichen Horizont blieb noch eine scharf abgeschnittene
Wolkenbank. Wie der Mond aus ihr hervortrat, war Merope eben aus-
getreten. Für die übrigen Momente fand ich in Bremer mittlerer Zeit:
Eintritt Atlas 9" 38' 4" Austritt p 9" 43' 58"
„ Beione 9" 42' 23" „ Alcyone 9" 48' 28"
s 10" 13' 16"
Atlas 10" 29' 18"
Pleioiie 10" 31' 3,5"
7., 8. Gr. 10" 42' 36"
166. Mittlieiliiug, eiiie Ersclieiuuiig am dunkleii Theile der
Moiuloberfläclie beti'effeiid.
(Göttingisrlie gelelirte Anzeigen, I. üd., 1831, 4 6. Stück, S. 443. 22. Mirz 1821.)
Ueber eine von Herrn Dr. Olbeks am 5. Februar d. J. am dunklen
Theile der Mondsoberfläche beobachtete Erscheinung theilen wir hier
einen Auszug aus einem Briefe desselben an Herrn Hofrath Gauss vom
27. Februar um so lieber mit, da die von jenem genialen Astronomen
beigefügten höchst sinnreichen Vermuthungen über das an sich schon so
seltene, als merkwürdige Phänomen die aufmerksamste Beachtung ver-
dienen und zu einer ganz neuen und fruchtbaren Ansicht führen dürfte.
Am 5. P'ebruar (schreibt Herr Dr. Olbeus) habe ich die Erschei-
nung im Monde gesehen, die man einen Mondsvulkau genannt hat.
57(5 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschnuppeu, Sonne und Mond.
^^'as ich in meinem Tagebuche darüber sogleich niedergeschrieben habe,
ist wörtlich Folgendes: ,,Am 5. [Februar] war es sehr heiter, aber schon
Mondschein. In dem dunklen Theile des Mondes sah ich nocli nie das
Piiiinomen, das man für einen brennenden Vulkan im Monde gehalten
hat. so deutlich und auffallend wie diesen Abend. Es schien, wie ge-
wöhnlich, im Aristarch zu sein. Es war klein, aber ganz autfallend
heller, als der übrige Theil des von der Sonne nicht erleuchteten Mondes,
ganz sternähnlich, und hatte eben das Ansehen, wie ein Nordost vom
Monde stehender Fixstern 6. Grösse."
Da es am G. Februar trübe war, hat Herr Dr. Oihkrs sich nicht
weiter nach dieser Erscheinung umgesehen. Inzwischen haben bald
nachher englische öffentliche Blätter angezeigt, dass der Kapitän Katek
am 7. Februar der Königl. Societät zu London eine Nachricht ') über
einen von ihm im Monde gesehenen Vulkan mitgetheilt habe. Er habe
sieh durch fortgesetzte Beobachtungen wirklieh überzeugt, dass es ein
im Ausbau begriifener Vulkan sei.
Es scheint also (fährt Herr Dr. Olbers fort), dass Herr Kater die-
selbe Erscheinung gesehen, nur sie weiter verfolgt habe, die auch mir
am 5. Februar auffiel. Ich kenne zwar seine Ueberzeugungsgründe,
dass dies wirklich ein brennender Vnlkan gewesen, nicht, allein nach
allem, was wir von der Beschaifenheit des Mondes und seiner zweifel-
haften Atmosphäre wissen, scheint ein brennender Vulkan fast unmög-
lich. „Vielmehr glaube ich, dass sich die Erde in einer ebenen glatten,
fast einer i)olirten Fläche älinlichen Seitenwand einer zum Aristarch
gehörenden grossen Felsklippe wiiklich absiiiegelte."' Das so abgespiegelte
Bild eines Theiles der Erde musste ganz ungleich heller sein, als alles
übrige, blos von der Erde Erleuchtete, da dieses das Erdenlicht nach
allen Richtungen zerstreute, jenes dasselbe nur in ehier Richtung zurück-
wirft. A^■enn jene unvollkommene Spiegelung auch nur ein Zehntel des
Erdenlichtes zurückwarf (da unsere wirklichen Spiegel etwa die Hälfte
des auf sie fallenden Lichtes zurückwerfen) und die Seiten wand nur 2"
im Durclimesser hatte, so konnte sie immer so hell wie ein Stern sechster
Grösse erscheinen. — Nach dieser Vorstellung wird es erklärlich, erstens,
warum wir die vnlkanartigen Erscheinungen immer nur an bestinmiten
Stellen des Mondes sehen, zweitens, warum sie nicht in jeder Lunation,
sondern nur selten zu Gesichte kommen: die Libration muss nämlich
bis auf etwa 2** dieselbe sein. — Die Möglichkeit, dass es solche mehr
oder weniger spiegelartig das Licht zurückwerfende Seitenwände der
Mondsklippen geben könne, lässt sich wohl nicht bezweifeln. Auf unserer
Erde mag es grosse Gletscherflächen geben, die auch als unvollkommene
5
') Vergl. hierzu Abhandlung No. 21, S. 213, nnd No. 73, S. 371, 372. Soii.
166. MittheDimg, eine Erscheinung am dunklen Theile der Mondoberfläche betr. 577
Spiegel Licht zurückwerfen können. Ich führe dies iiur als etwas Ana-
loges an, denn Gletscher sind im Monde ebenso unwahrscheinlich, wie
brennende Vulkane. Aber dass es unter den auch im Monde wahrschein-
lich nach Krystallisationsgesetzen gebildeten Gebirgen einzelne geben
könne, die ebene, glatte, fast einer Politur ähnliche Seitenflächen haben,
scheint sehr gedenkbar. Es mag ihrer vielleicht viele im Monde geben,
aber selten mögen sie gerade die Lage haben, dass sie uns unter be-
stimmter Libration gerade das Bild der Erde zurückspiegeln können,
auch die Sonne scheint sich zuweilen auf ähnlichen Klippenwänden im
Monde abzuspiegeln. Noch vor etwa acht Wochen sah ich im Mare
Imbrium ausser der Lichtgrenze zwei von der Sonne beschienene Berg-
köpfe so ungewöhnlich hell, scintillirend, siriusähnlicli, dass es mir un-
möglich schien, hier blos nach gewöhnlichen Zerstreuungsgesetzen zurück-
geworfenes Sonnenlicht anzunehmen. Ich kann nicht bestimmt sagen,
ob der eine dieser Berge vielleicht der auch im Mare Imbrium gelegene
Lahlre (nach Schröter) war, bei welchem Schröter ganz ähnliclie Er-
scheinungen wahrgenommen hat.
In einem späteren Briefe bemerkt Herr Dr. Olbees noch, dass diese
Hypothese über die Ursache des Phänomens sich leicht prüfen lassen
werde, weil, wenn sie die wahre Erklärung enthalte, bei derselben
Libration immer dieselbe Erscheinung wieder Statt haben müsse. Felsen-
wände, die ein Bild der Erde oder der Sonne mehr oder weniger un-
vollkommen zurückspiegeln können, seien im Monde um so gedenkbarer,
da dort wahrscheinlich, nicht wie auf der Erde, eine Verwitterung der
äusseren Oberfläche der Gebirge und Klippen durch atmosphärische Ein-
wirkung Statt finde. Die zurückspiegelnde Klippenwand brauche auch
nicht ganz eben zu sein, wenn sich nur die zurückspiegelnden Theile
in parallelen Ebenen befinden, wie dies bei solchen Bergen, die nach
Krystallisationsgesetzen gebildet sind, leicht Statt finden könne. Herr
Dr. Olbers erinnert hierbei an unsere Basaltberge, deren einzelne grosse
Krystalle noch sehr wohl dem entfernten Auge vereint ein unvoll-
kommenes Sonnenbild zurückspiegeln könnten, wenn ihre Oberflächen
nicht längst durch Luft, Dünste, Regen u. s. w. wahrscheinlich ursprüng-
lich vorhanden gewesene Politui' und Glätte verloren hätten.
Am 6. März, wo die Nachtseite des Mondes vortrefflich zu sehen
war, konnte Herr Dr. Olbers mit seinem Dollond'schen Fernrohre alle
Flecken, z. B. Grimaldi, Copernicits, Kejjler, Manllius, Älenelaus u. s. w.,
sehr deutlich erkennen. Äristarch zeichnete sich wieder vor allen anderen,
auch, wie es schien, mehr als geivöhnlich aus. Allein so hell und so
fixsternähnlich, wie am 5. Februar, fand ilm Herr Dr. Olbers diesmal nicht.
Olbers I 37
578 Fixsterne, Nebelflecke, Sternschuuppen, Sonne und Mond.
1(57. Auszug aus einem Sclireibeu, die ^loudflnsteruiss am
3. November 1827 betreffeuil.
Bremen 1827, November 5.
[Schnmacher's Astronomische Nachrichten, Bd. VI, S. 129. Novemhei- 1827.]
Von der vorgestrigen Mondfinsterniss ist hier niclit viel zu seilen
gewesen, da der Mond fast immer mit dünnen oder dichten Widken
bedeckt war. Diese Wolkenbedeckung machte besonders gegen das
Ende der Finsterniss den Eand des Schattens sehr verwaschen. Merk-
würdig war mir. dass ich den ÄristarcJi, wie er noch tief im wahren
Schatten lag, wenigstens 10' vor seinem Austritt schon als einen kleinen
hellen Nebelfleck deutlich sehen konnte. Bei keinem anderen Mundfleck,
auch nicht bei dem Manilms und Meuelans, auf die ich besonders auf-
merksam war, konnte ich so etwas bemerken.
Bemerkimgen
mathematisclieii, asti'onomisclien und geograpMsclien
Inhaltes.
37*
L
168. Amnerkinigeu über ein paar VorscMäge des Herrn
Inspektor Köliler.
[Astronomiscbes Jahrbuch für 1789, S. 130—134.)
Herr Inspektor Köhler schlägt (im Astronomischen Jahrbuch für
1784, 'p. 151 — 155) vor, gleiche Höhen zweier unterschiedenen Sterne
zu beobachten, um dadurch die Zeit zu berichtigen. Der Vortheil ist
allerdings in der Absicht gross, weil man nicht immer Lust hat, vier,
fünf und mehrere Stunden zu warten, um mit dem nämlichen Sterne
korrespondirende Beobachtungen anzustellen, die zudem noch oft durch
Wolken und andere Hindernisse unterbrochen und unnütz gemacht
werden könnten. Nur findet der Herr Inspektor bei der Rechnung
nachher Schwierigkeit, und glaubt, dass man die wahren Höhen wenig-
stens beiläufig kennen müsse, um Gebrauch von dieser Methode machen
zu können.
Ob das nun gleich gewöhnlich, wenn man nämlich mit einem
Quadranten beobachtet, der Fall sein wird, so erfordert es doch die
Aufgabe gar nicht, und sie lässt sich in ihrer ganzen Allgemeinlieit
auflösen. Aber freilich wird die Formel und die danach zu führende
Rechnung nicht sehr bequem.
Es sei also: Ephem. 1784, Tab. II, Fig. 4, P der Nordpol, Z der
Zenith, ZPM der nördliche Theil des Meridians. Man beobachte einen
Stern , dessen Deklination ^ Ps = (l
ist in dem Abstände vom Zenith Zs= y.
Eine gewisse bemerkte Zeit t darauf
kommt ein anderer Stern, dessen Dekli-
nation = Pt = D ist, auf dieselbe
Höhe. Man soll den Abstand der beiden
Sterne vom Meridian oder die Win-
kel sPM, MPr finden.
Zu der Zeit, wie man den Stern s
beobachtete, stand der andere in S und ~j^
der Winkel sPS ist == dem Unterschiede der Rektascensionen beider
Sterne. Zieht man also den Bogen, der der Zeit t zugehört, von dem
Unterschiede der Rektascensionen ab, so bleibt sPt = r) übrig. Nun
582 Bemerkungen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
sei FZ oder das Komplement der Polhöhe ==^, sPM=qT, folglich
MPx = t] — (p, so ist
cos y = sin jp sin fZ cos tp -f- cos jj cos d
cos y = sin p sin D cos (»; — (p)-\- cosj) cos i)
woraus man die Gleichung erhält:
sin d cos 95 — sin D cos (>; — 9) = cot j) (cos D — cos d).
Aus dieser Gleichung wird nun der Wertli des cos y nach bekannten
Regeln gefunden. Doch werden die Formeln, wie ich schon erinnert
habe, nicht wenig weitläufig. Setzt man indessen
.4 = sin d — sin D cos ?/
B^ cot j? (cos D — cos d)
C ^ sin d - — 2 sin ä sin D cos »; -|- sin D-
so ist
AB , sin J> sin >7 ,7^ .^
cos (p = -^r ± 7i — - VC — B
Die beiden Werthe rühren daher, weil (p spitz oder stumpf, oder
die Sterne bei dem nördlichen oder südlichen Theil des Meridians beob-
achtet sein können.
Diese Formel erfordert nicht, dass die Deklinationen beinahe gleich
sind: sie können so untei-schieden sein, wie sie wollen. Nimmt man
ersteres aber an, was Herr Ki)hl];k zur beständigen Bedingung macht,
so kommt in der Tliat die Rechnung mit der für die Verbesserung des
Mittags aus übereinstimmenden Sonnenhöhen auf eins hinaus. Es sei
der Abstand vom Pol des einen Sterns = Z), des anderen = Z) + f^A
der halbe ^^'inkel »; = 7», so darf man die Formel
cos y = sin p sin Z) cos 9^ + cos p cos D
nur so differentiren, dass p und y beständig bleiben, und man erhält
die Gleichung:
sini? cos 99 cos i) . d Z> — sin jj sin 77 sin Z> . d ry — cos 9) sin Z) . d Z) = 0,
woraus sogleich
d95^(cotffiCotZ> 7-^]^D
folgt. Hierbei zeigt d9' an, um wieviel der Stern, dessen Deklination
die kleinste ist, weiter vom nördlichen Meridian absteht.
Beim südlichen Meridian gilt das Gegentheil.
Hierbei ist nun zu bemerken, dass d(p um so viel grösser wird,
je kleiner D ist und, wenn man vom nördlichen Meridian an rechnet,
168. Auraerkungen über ein paar Vorschläge des Herrn Inspektor Köhler. 583
je kleiner fp ist, man wird also lieber an der Südseite des Himmels
dem Aequator benachbarte Sterne wählen.
Ich werde indessen ein Beispiel von nördlichen Sternen geben,
wobei ich blos dea- Bequemlichkeit wegen annehme, dass die Uhr Stern-
zeit zeigt. Gesetzt um 8" 10' 0" geht C im grossen Bären westlich vom
nürdlichen Meridian durch den parallelen Faden des Fernrohrs, und um
9° 14' 54,1" nach der Uhr bemerkt man ß im grossen Bären auf der
Ostseite in derselben Höhe. Nun nehme ich an die Polhöhe = 53° 1'.
Ferner:
Für ß im grossen Bären ^i? = 162" 8'U" i> = 32''27'40"
Für C im grossen Bären AI = 198" 47' 0" d = 33" 56' 0"
Unterschied = 36°39'0" dD= 1°28'20"
= 5 300"
Hierzu addirt mau den Bogen,
der dem Unterschiede der Zeiten
P' 4' 54,1" zugehört =16° 13' 33 "
»; = 52''52'33" i(Z) + rf) = 33M2'
|»; = 26"26'17" = 9J,
so steht die Rechnung so:
log cot 9) =0,803 53 log cot jj = 0,123 15 Also a = 16292"
log cot |(Z) + (i) = 0,184 17 \ogdD =3,724 28 ?;= 15810"
log dD". =3,724 28 — log sin 9) ==9,648 51
log a = 4,211 98 log?» =4,198 92 cZ9 =32102"
folglich ist 1^97= 4" 27' 31"
i»/ =26" 26' 17"
|»; + 4-d9) = 30°53'48" Abstand C grossen Bär vom Meridian
^>; — i(^97 = 21<'58'46" Abstand ß grossen Bär vom Meridian.
Da d(f' hier ziemlich gross wird, so habe ich dies Beispiel, die
Genauigkeit der Formel zu prüfen, zugleich aufs schärfste nach trigo-
nometrischen Formeln berechnet. Es findet sich nämlich für f der
Abstand vom Meridian = 30" 53' 57" und für ß = 21" 58' 36". Also giebt
die Formel auch hier noch keinen Fehler, der über 10 Bogensekunden
oder I Sekunden in Zeit geht.
Eben daselbst thut Herr Inspektor einen, meiner Meinung nach,
ganz vortrelflichen Vorschlag, mit Quadranten die nur von 10 zu
10 Minuten abgetheilt sind, die wahre Mittagshöhe der Sterne und also
auch die Polhöhe zu beobachten. „Ich warte die Zeit ab, wenn ein
Stern," sagt er, „kurz vor der Kulmination eine seiner wirklichen
584 Bemerkungeu uiathematiscben, astronoiuischeu und geographischeu Inhaltes.
Mittao:shöhe am nächsten kommende und von der Abtheilung des
Quadranten angegebene Höhe erreicht, nach der Kulmination bemerke
ich die Zeit, wenn er dieselbe Höhe wieder hat. Ich weiss nunmehr
aus der bekannten Höhe des Sterns seine Entfernung vom Pol, und
aus dieser und der halben Zwischenzeit zwischen den Beobachtungen
linde ich den Sinus versus cd, der durch den Cosinus der Distanz
vom Pol multiplicirt, die Grösse giebt, die zu der vom Quadranten
angegebenen addirt, die wahre Mittagshöhe ausmacht." — Dies letztere
ist, wo nicht unrichtig, wenigstens sehr undeutlich und unbestimmt.
"Wir hatten oben
cos t/ = smp sin d cos 99 -j- cosp cos d.
Ist nun (j oder der Abstand vom Meridian klein, so wird
cos 9^ ^ 1 — ^ (p-
und damit
cos y = sin p sin d -|- cos p cos d — i sin P smd . 9; -.
Nun ist der mittäge Abstand vom ZemÜi = d— p, also die Ver-
änderung der Höhe kurz vor oder nach der Kulmination
,, sin ü sind, or
Drückt man 9 in Bogensekunden und nicht in Theilen des Halb-
messers aus, so muss das, was rechter Hand steht, noch mit 20G2G0,
wovon der Logarithme 5,314 425 ist, dividirt werden, um dh auch in
Rogentheilen zu finden. — Bei kleinen Quadranten mag es indessen,
meiner Meinung nach, eben so schwer sein, das Fcrnrolir genau auf
eine Abtheilung zu stellen, als den Zwischenraum zwischen der Ab-
theilung und den Faden zu schätzen.
16!). Beitrag zu der Lehre von Dreiecks-Auflösuug ohne
losrarithinische Tafeln.
[Monallicho Korrespondenz Bd. XVI, S. 539— MO. Pecciubcr 1807.]
Unter den von Herrn J'rofessor Mollweide in der Monatlichen
Korrespondenz, Bd. XVI, p. 18 neulich angegebenen Formeln, aus den
gegebenen Seiten eines ebenen rechtwinkligen Dreiecks die ^^■inkel ohne
Beihülfe trigonometrischer Tafeln zu finden, vermisse ich folgende
3i« + a* U--\-a
170. Eine Lexell'sche Formel. Bedeckung Sl-t vom Mond den ß. Mai 1808. 585
Sie ist nicht völlig so genau, als die von Herrn Professor Moll-
weide in Betrachtung gezogenen, hat aber das vorzügliche, dass blos
die beiden Katheten, nicht zugleich die Hypotenuse darin vorkommt,
und da sie sich leicht im Kopfe behalten, auch mehrentheils ziemlich
leicht im Kopfe berechnen lässt, so ist sie wirklich zuweilen von einigem
Nutzen, wenn man z. B. auf dem Felde die Höhe der Sonne aus der
Länge des Schattens, die scheinbare Höhe eines Gegenstandes aus seiner
wirklichen Höhe und seinem Abstände und dergleichen unmittelbar
wissen will. Der Winkel a darf nicht über 20° sein, wenn ihn die
Formel bis auf die Minute genau geben soll. Die Formel gründet sich
darauf, dass für nicht zu grosse Werthe von (f ziemlich nahe
3 tang 09
Cp ' — —
3 -f- tang 9?-
ist. Wirklich findet man beim Nachrechnen
3 tang 9' 4 8 .
3 -f tang 9^- ' 4o ^ 189
Obige Formel giebt also 9^ oder a immer etwas zu klein.
170. Uel)er eine LexeH'sclie Formel, Bedeckung .t a vom Moiid
deii 6. Mai 1808.
[Astronomisches JalirbucU für 1808, S. 182—184.]
Vom 24. Mai 1805.
Hierbei übersende ich Ew. — einige Formeln zur Parallaxen-Rech-
nung für Hir astronomisches Jahrbuch. Mir kommt die Rechnung nach
diesen Formeln sehr bequem vor.
Erlauben Sie mir bei der Gelegenheit eine kleine Bemerkung, um eine
Formel des sei. Lexell sowohl gegen einen ungerechten Vorwurf, als
eine ihr nachtheilige Vertheidigung zu retten. „Die LEXELL'sche Formel
für die scheinbare Breite, sagt Herr Bohnenbeegee (Anleitung zur
geoijraphhrhen Ortsbestimmung, p. 350, 351) giebt, wenn die Breite des
Mondes = ist, unendliche Ausdrücke, und kann also bei Sonnen-
finsternissen, wo die Mondbreite immer sehr klein ist, nicht sicher
gebraucht werden." Herr Professor Wuem (Anleitung zur Parallaxen-
Rechnung, p. 53, 54) sucht die LEXELL'sche Formel zu vertheidigen,
giebt aber den Vorwurf zu, ..Mau hat dieser Formel es zum Vorwurfe
586 Bemerkungen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
gemacht, sagt er, dass sie, wenn die Breite = ist, unendliche Aus-
drücke gieht: ich selie aber nicht, wie sie deswegen im Allgemeinen
weniger brauchbar sein soll, als andere Formeln, welche ebendieselbe
oder andere Unbequemlichkeiten haben." Dies dünkt mich, kann aber
Herr Wurm nicht behaupten; denn, wenn Herrn BoHXEXBERr.ER's
Vorwurf gegründet wäre, so könnte diese Formel bei Sonnenfinster-
nissen nicht brauchbar sein. Das AVahre ist: Lexell's Formel ist in
aller Schärfe richtig, und giebt immer die scheinbare Breite mit gleicher
Genauigkeit, die Breite des Mondes mag so klein sein, wie sie will.
Die Lexell'scIib Formel nämlich ist, wenn ich die Länge des Nonagesi-
mus = A setze, und übrigens die Benennungen aus meinen Formeln
beibehalte,
t^„„ ;- _ tan? ^ sin (L' — Ä) ( sin 71 sin ^\
tang /. - — .-^-^-j^ yi ^^ ^— j •
Ist nun -i = 0, folglich tang/ = 0, sinA = 0, so wird doch des-
wegen nicht tang/' unbestimmt, oder wie es scheinen möchte
taug/.'= — Ooo,
sondern, wie es sich gehört
sin -T sin />' sin (L' — Ä)
tang / =
sin(L — .4)
Dies fällt noch deutlicher auf, wenn mau der LEXELL'schen Formel
ihre ursprüngliche Form giebt:
, (sin X — sin TT sin ß) sin {L' — A)
tang/ — V — ,-y TT -. ■
sin (L — A) cos /.
Man kann also in jedem Fall ganz sicher nach Lexell's Formeln
rechnen.
Im neuesten Bande der Conit. des tenis, Annce XV. kommen p. 374
Herrn Messier's Beobachtungen des Kometen von 1804 vor, die mit
meinen gar nicht übereinstimmen. Herr Messieu hat den Kometen nur
vom 11. bis zum 17. März beobachtet. Am 12. März stimmen unsere
Beobachtungen ziemlich überein, aber am 13. findet Herr Mesriek die
gerade Aufsteigung über 15' grösser, als ich. Ich vennuthe, Herr
Messiek hat den Unterschied der ^I\ in Zeit von d Sayoids um 1' zu
klein genommen, und dadurcli sind auch die anderen kleinen Sterne
unrichtig angegeben worden. Dass hier der Fehler bei Herrn Messiee
sei, folgt schon aus den täglichen Unterschieden der ./? des Kometen.
Aber unsere Verschiedenheit am 11. und die auch gewiss fehlerhafte
Beobachtung des 17. weiss ich mir nicht zu erklären.
171. Parallaxen-Bechnung obue vorhergehende Berechnung des Nonagesimns. 587
Die Bedeckung- von n Lemiis am 6. Mai 1805 haben wir so beobachtet:
Eintritt .t A 8'' 25' 50,1" mittl. Zeit Dr. Olbees,
„ 8^ 25' .")1,1" „ „ Herr Senator Gildemeister.
Den Austritt zu sehen verhinderten Wolken. Die Zeit ist uner-
achtet der schlechten Witterung, durch den aus konespondireuden Sonnen-
höhen bestimmten Mittag des 5. und die Mitternacht des 6. vom Herrn
Senator Gildemeister und Hei'rn Bessel sehr gut berichtigt worden.
171. Parallaxeii-Eecliiiuiig oline vorliergeliende Rereclimmg
des Xouagesimus.
Unterm 24. Mai 1805 eingesandt.
[Aätronomisches Jahrbuch für 1808. S. 196—201).
Mit vollem Eecht erinnert der verdienstvolle Herr Professor Wurm
in seiner vortreÖ'lichen Anleitung zur Farallaxen-Rechnung, dass es nach
so vielfältiger, theoretischer und praktischer Bearbeitung dieser Rech-
nung kaum möglich scheint, noch irgend etwas Neues dabei zu finden,
das die Rechnung beträchtlich kürzer oder bequemer machen könnte.
Auch wage ich dies nicht von folgenden Formeln zu behaupten, die
ich schon vor mehreren Jahren fand, da ich mir selbst die Lehre von
den Parallaxen entwickelte, und seitdem immer gebraucht habe. In-
dessen ersparen sie wenigstens die immer etwas unangenehme Berech-
nung des Nonagesimns, und so wird es wohl erlaubt sein, sie hier her
zu setzen. Es sei
die wahre Länge des Mondes = L
die wahre Breite des Mondes = ^
der Horizontal-Halbmesser ^ D
die Rektascension der Mitte des Himmels . . . . = a
die wahre, wegen der sphäroidischen Figur der Erde
korrigirte Breite des Ortes der Erde, für den man
rechnet. = /?
die Horizontalparallaxe des Mondes für eben den Ort = n
die Schiefe der Ekliptik = «•
Nun hat man zu suchen:
die scheinbare Länge des Mondes = L'
die scheinbare Breite = ^'
den vergrösserten Halbmesser = D .
588 Bemerkungen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
So nehme man zuerst den Hülfswinkel 9, durch
tang 9> ^ sin a cot ß
und dann hat man folgende einfache Formeln
. _ , sin .-r ü\\ ß
sm L cos A sm Up -\- e)
_, cos O) ^ ' '
taug L == ^ -. T-- 5 —
cos /y cos / — sin 71 cos a cos ß
tang / =
sin D' =
. , siu 71 sin ß / 1 x\ T'
sin A cos (<r + e) cos i
cos (p y-T \ 'J
cos L cos ). — sin n cos a cos ^
cos L' cos /.' sin /)
cos 2y cos A — sin .-r cos a cos ß
Diese Formeln sind in aller Schärfe o:enau, und da L' und X' durch
die Tangente gegeben sind, so lassen sie sich in jedem Fall durch unsere
gewöhnlichen Tafeln bis auf yV Sekunde genau finden. Der Nenner ist
in allen drei Formeln derselbe, und auch der Koefficient des zweiten
Theiles der Zähler ist in der ersten und zweiten Formel gleich. Statt
des sin D' und sin D in der dritten Formel, wird es immer erlaubt sein,
D' und D zu gebrauchen. Eine vorzügliche Bequemlichkeit dieser For-
meln scheint mir noch darin zu liegen, dass sich die Zeichen der ver-
schiedenen Theile ohne l)esondere Aufmerksamkeit von selbst ergeben,
wenn man nur auf die Zeichen der verschiedenen trigonometrischen
Funktionen der vorkommenden Winkel Acht giebt.
Anscheinend könnte man die Formeln noch mehr zusammenziehen,
wenn man einen neuen Hülfswinkel einführte, z. B.
sin 71 cos a cos ß
cos » = ^ T-^ ■
cos L cos /
Allein die Rechnung wird dadurch nicht bequemer, da man immer
nach der Einrichtung unserer logarithmisclien Tafeln leichter zu einem
Logarithmus die Zahl, als zu dem Logarithmus einer trigonometrischen
Funktion einen Bogen findet, weil im letzteren Fall der Proportional-
theil beschwerlicher zu nehmen ist.
Den leichten Beweis dieser P'ormeln will ich nicht anführen, son-
dern sie lieber mit ein Paar l^eisjjielen erläutern, wodurch man die
Bequemlichkeit der Rechnung besser übersehen und beurtheilen kann.
In diesen Beispielen nenne ich den Nenner der drei Formeln K, und
, . , sin.-Tsinrf . , , , .^ , sin.Tsinrf , . , ., ,
bezeichne -sin(Q3 + £) mit n, und ^cosfoj + f) mit /;.
00395 v-r I / ßQg^
171. Parallaxeu-Recbuung ohne vorhergehende Berechmiug der Nonagesimus. 589
Erstes Beispiel.
Hierzu wähle ich Herrn Professor Wurm's erstes Beispiel, den zu
Leipzig am 8. August 1798 beobachteten Eintritt des Sternes e in den
Zwillingen. Es war also
/S = 51" 10' 11,2" L = 96'> 16' 5,5"
a =3410 34' 12,6" yl =+2» 54' 11,3"
n = 58' 46,72" D = 964,24"
e = 23" 27' 59,5"
l|cos;. =9,999 442 3 log sin .t = 8,232 930 9 log sin a = — 9,499 883 7
l^sinL ....=9,997 395 8 log cos a = 9,977 134 1 \ogcotg.ß= 9,905 736 2
-[log cos L . . =9,038153 log cos ;9 = 9,797 277 8 log tang9? = — 9,405 619 9
IfCOS/sinL . = 9,996 8381 log . . . = 8,007 342 8
-, log cos / cos i. = 9,03 7 595 3 Zahl = — 0,010170 5 ?). . . = — 14M6' 35,4"
! cosA cos ■L = — 0,109 0424 e . . . = 23" 27' 59,5"
cUsinL . . . = 0,9927460 N. . = — 0,1192129 <p^E = 9" 11' 24,1"
-a = 0,002 195 log sin .-r. . =8,232 930 9
0,990 551 Ö log sin /? . . = 9,891 541 6
k = 9,995 876 8 Compl. log cos y = 0,013 623 6
-logA^ .... = 9,07632 34 8,1380961
-logtaiigL' . = 10,919 5534 log sin (?> + e) = 9,203 329 9
1 =96" 51' 45,19" log cos (y + f) = 9,994 389 3
I =96" 16' 5,5 0" loga .... =7,3414260
l~L = 35' 39,69" = Längen-Parallaxe. \ogb .... =8,1324854
= 0,050 647 65
0,013 567 05
l
Sil—h .... =0,03708060
lc| =8,569146 8 logi» . =2,984198 7
loicosL' . . = — 9,077 324 log cosL'= 9,077 324
— 7,646 470 8 log cos 2' = 9,999 700 3
hN . . . . = — 9,076 323 4 2,061223
lotangA' . = -f 8,5^70 147 4 logA^. . = 9,076 323 4
i' = 4- 2" 7' 42,54" log D' . = 2,984 899 6
' D' . . . =965,83"
j Herr Professor Wubm findet L' — L = 35' 39,67", A = 2" 7' 42,54",
! D' = 965,827". Alles völlig mit gegenwärtiger Rechnung überein-
stimmend.
Zweites Beispiel.
Hierzu mag die Berechnung meiner Beobachtung des Anfangs der
Sonnenfinsterniss vom 5. September 1793 dienen, da Herr Bohnenberger
590 Bemerkungen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
eben diese Sonuenfinsterniss berechnet hat, und man so meine Rechnung
mit der seinigen vergleichen kann. Um auch unsere Resultate ver-
gleichen zu können, nehme ich die Elemente aus seinem Buche, und
gleichfalls die Abplattung zu ^J,r an.
Ich beobachtete den Anfang der Sonneniinsterniss, wie ich glaube,
sehr gut, um 10" 26' 19" wahrer, oder 10" 24' 37,0" mittlerer Zeit am
5. Septembei' Vormittags zu Bremen. Das Ende zu sehen verhinderten
Wolken. Nun ist für diese Zeit
a = 14lo 6' 4,2"
/J= 520 53' 35,9"
logsin.-T = 8,194 958 8
(nach Abzug der Sonnen-Parallaxe)
£ ■■
L = 162° 15' 29,1"
A = + 0« 34' 28,5"
D = 14' 44,73" = 884,74"
der Halbm. d. Sonne == 15' 5(5,14"
I
23° 27' 48,1"
log cos / .
log sin L
log cos L
So steht die Rechnung wie folgt:
. . == 9,999 978 1 log sin ti . = 8,194 958 8
..= 9,483 9 1 5 1 log cos « — 9,80 1 1 22 4
. . —9,978 837 1 log cos ^ =9,780 534 2
9,797 923
9,878 796
log cos ;. sin L = 9,483 893 2
log cosA cosZ, = 9,978 815 2
loff
. —7,866 615 4
Zahl = + 0,007 355 55
cos 7v cos A = — 0,962 390 86 <p-\-E .
cos L sin A. . =0,304 714 56 N . . = — 0,945l)35Tr log sin -t
a -=0,0 10 418 78 log sin ß
cosL sin /. — a ^0,29429r)'7"8
log = 9,468 784 1
logi\^ .... —9,9754481
log tang L'
log sin u . .
log cotang/?
log tang (p . ^9,676 719i
= 25 •'24' 32
= 23" 27' 48
Oompl. log cos 7
- 9,493 336
L' =162« 42' 9,93"
L : = 162° 15 ' 29,10"
L' — L ... = ~26' 40,83^=
sinA =0,010 028 20
= 48" 52' 20
= 8,194 958'
9,901 737
0,044183'
8,140 880
log sin {(p + e) = 9,876 937
log cos (<p -f e) = 9,818 053
log « = 8,017 817
log& =7,958 933
= Längen-Parallaxe
b
sin / — fi
log
log cos L' .
log.V . .
log tang X'
= 0,009 097 74
= 0,000 930 46
= 6,9 686 977
— 9,9 799 11
— 6,948 598^
— 9^975 4481
4- 67973 iTO 7
logZ> . . =2,946 810 8
log cos //' = 0,079 901 1
log cos ;.' = 9,99SM,)9Jl_S_
2,926Tll7
= 9,975 448 1
/' = + 3' 13,90"
logiV
log 7)'
7/ . .
= 2,951263 6
= 893,84"
Hieraus folgt nun, wenn man den Fehler der Halbmesser des
Mondes und der Sonne dS, den Fehler der Mondsbreite dB und den
171. Parallaxen-Reclinung- oline vorhergehende Berechnung der Xouagesiinus. 591
Fehler der Parallaxe rfrr nennt, die Konjunktion zu Bremen nach
mittlerer Zeit
0» 31' 15,4" + 2,21" dS — 0,24" dB + 1,21" dn,
oder wenn man dS mit Herrn Bohnenbergek wegen der Irradiation
und Inflexion = — 6,5" setzt:
o' C0 . . . . 0" 31' 1,0" + 2,21" dS— 0,24" dB + 1,21" dji.
Aus dem beobachteten Anfang findet Herr Boknenbeegee die Kon-
junktion zu Harefield
23" 54' 9,4" + 2,24" d8 — 0,42" dB -f 1,56" (L-r.
Folglich Längen-Unterschied zwischen Bremen und Harefield
36' 51,6" — 0,03" dS -f 0,18" dB — 0,35" dji.
Da nun Harefield von Paris — 11' 16,86" Zeitunterschied hat, so
würde Bremen von Paris 25' 34,74" sein, welches viel zu klein ist.
Allein auch die Länge von Gotha und Berlin kommt über 10" zu klein
durch Vergleichung mit Harefield heraus, und ich glaube also, dass
man die Harefielder Beobachtung als unsicher ansehen muss. Herr
Professor Sexffer hat diese Finsterniss für Göttingen, Gotha, Danzig,
Berlin und Harefield berechnet. Seine Elemente stimmen mit den hier
gebrauchten vollkommen überein, und er nimmt den Halbmesser des
Mondes etwas (l,84"j grösser, und die Irradiation und Inflexion nur zu
— 5" an. Dadurch wird unser Resultat, um es mit Herrn Setefee's
Rechnungen vergleichen zu können:
Konjunktion zu Bremen:
0" 31' 8,4" + 2,21" dS — 0,24" dB + 1,21 dn.
Setzen wir nun noch mit Herrn Setffer fZ;r = 0, und wie er aus
der Berliner und Harefielder Beobachtung findet
fZ6' = — 4,0", dB^ — \,0",
so wird die Zeit der Konjunktion zu Bremen 0" 30' 59,8". Dies ver-
glichen mit Herrn Seypfer's Resultaten, der die Konjunktion findet zu
Harefield 23" 54' 8,18"
Berlin 0» 49' 19,79"
Gotha 0° 38' 49,68"
Danzig P 10' 18,67"
Göttingen 0" 35' 39,97"
giebt Mittags-Unterschied zwischen Bremen und
Harefield -j- 36' 51,6"
Berlin — 18' 20,0"
Gotha — 7' 49,9"
Danzig —39' 18,9'"
Göttingen — 4' 40,1 .
592 Bemerkiuigen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
Setzt man nun
Berlin von Paris 44' 5",
Gotha „ „ 38' 35",
so kommt Bremen von Paris
durch Berlin 25' 45,0",
„ Gotha 25' 45,1".
Dies kommt der Walirheit sehr nahe, obgleich sonst bekanntlich
der Anfang einer Sonnenfinsterniss nicht mit Zuverlässigkeit zur Be-
stimmung des Mittags-Unterschiedes gebraucht werden kann.
172. Noch Etwas über die Parallaxeii-Keclmuug.
Unterm 24. Juni 1808 eingesandt.
(Astronomisclies Jalirbncli für 18H. S. 9.i-103.]
Als ich meine Formeln zur Berechnung der Parallaxen ohne vorher-
gehender Berechnung des Xonagesimus bekannt maclite,') hielt ich es
für unnöthig, den Beweis derselben hinzuzufügen. Da ich aber nachher
gesehen habe, dass Herr De Lajibuk, dem wir in der Parallaxen-
Kechnung so viel zu danken haben, diese Formeln seiner Aufmerksam-
keit nicht unwerth gefunden, und dieser grosse Geometer und Astronom
sich sogar zweimal'-) die Mühe gegeben hat, den Beweis dazu zu suchen,
so halte ich es gewissermaassen für meine Schuldigkeit, diese Versiium-
niss nachzuholen. Zwar ist Herrn De L.vmbke's Beweis vollkommen
befriedigend; aber die Art, wie ich meine Formeln fand, ist doch von
der, die er zur .Auffindung derselben wälilto, sehr verschieden; und eine
kurze Darstellung meines Verfahrens wird vielleicht noch zu einigen
Bemerkungen Gelegenheit geben.
Bei Entwicklung der F'ormeln für die Parallaxen bediente ich mich
nämlich blos der ebenen Trigonometrie, wie dies La Ghaxue, Bohni.n-
BEiKiEK und mciirere Andere aucli gethan iiaben. Ueberhauiit kann
icli es meiner kleinen Erfahrung nach nicht genug empfehlen, Probleme,
die sich für beide Arten der Trigonometrie schicken, aucli nacli beiden
zu behandeln. Niciit als wenn die eine für solche, beiden angehinige
Fälle, etwas leisten kfmnte, was sich aus der anderen durch schickiiclie
') AaironomiHchrH Jtihrhnrh für 1808, p. 196. Sielic vorise Nummer. Scn.
^) Colin, des tems jioiir Van 1808, p. 136, 437. Pour Van 1809, p. -18^, 483.
172. Noch Etwas über die Parallaxen-Rechnung:. 593
Eeduktionen und Substitutionen nicht auch ableiten liesse; sondern weil
es so oft durch die eine viel leichter wird, den Formeln sogleich die
möglichste Kürze und die einfachste Form zu geben.
Mein Verfahren war übrigens ganz kunstlos. Es sei R der Ab-
stand des Mittelpunktes des Mondes von dem Mittelpunkte der Erde,
L seine wahi'e Länge, ). seine wahre Breite. So wird seine Lage gegen
den Mittelpunkt der Erde durch drei rechtwinklige Koordinaten, X, F, Z,
bestimmt. X nehme man in der Linie der Frühlings-Nachtgleiche, Y
senkrecht auf X in der Ebene der Ekliptik gegen Osten, und Z senk-
recht auf r und die Ebene der Ekliptik gegen Norden, und es ist
X=i2cosLcos^.
F= R sin L cos ).
Z= B sin /.
Nimmt man nun auch, um die Lage des Ortes des Beobachters
gegen den Mittelpunkt der Erde zu bestimmen, für diesen drei den
vorigen analoge Koordinaten x, y, z an, so ist klar, dass die Lage des
Mondes gegen den Ort des Beobachters durch die den vorigen parallele
Koordinaten X — a;, Y — y, Z — z gegeben sein wird. Heisst demnach L'
die scheinbare Länge, )! die scheinbare Breite des Mondes, so ist
*^"§-^' = j3 W
tangr = ^^^fl^. (II)
Ist für den Ort des Beobachters r der Radius des Erdsphäroids,
a die Kektascension der Mitte des Himmels, />' die korrigirte Polhöhe,
so ist a die aus dem Mittelpunkt der Erde gesehene Kektascension, und
/? die Deklination des Beobachters. Ebenso einfach wie für den Mond
werden sich aus diesen Grössen drei den vorigen ähnliche rechtwinklige
Koordinaten für den Ort des Beobachters ausdrücken lassen, wenn sich
diese auf die Ebene des Aequators, nicht auf die Ebene der Ekliptik
beziehen. In der That, nennen wir die drei auf die Ebene des Aequa-
tors bezogenen Koordinaten für den Ort des Beobachters x, y, z\ so ist
a;' = r cos a cos ß
])' = r sin a cos /?
z = r sin ß.
Aber um die auf die Ebene der Ekliptik bezogenen Koordinaten x, y, z
bequem ausdrücken zu können, berechnet man gewöhnlich aus n und ß
die aus dem Mittelpunkt der Erde gesehene Länge des Orts des Beob-
achters (Länge des wahren Zeniths oder den Nonagesimus) =w, und
Olbers 1 38
594 Bemerkinigen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
die Breite desselben Ortes (Breite des Zeniths, Komplemeut der Höhe
des Nonagesimus) = 6, und hat sodann
x = r cos n cos h
y = r sin n cos h m
^^ = r sin h.
Setzt man nun die A^'erthe für X, Y, Z und x,y,z in die Aus-
drücke für tangZf', tangA', so ist
E sin Lcosl — r sin n cos h
tang L' ■■
R cos L cos ). — r cos n cos h
,, (R sin / — r sin h) cos L'
tang k = ~ ^ , j •
RcosL cos ?. — r cos n cos b
T
Da nun =^= dem Sinus der Horizontalparallaxe für den Ort der
xi
Beobachtung = sin -i ist, so sind diese Formeln
sin i cos A — sin tt sin n cos b
(III) tangL':
(IV) tang/l' =
cos L cos / — sin rr cos n cos b
(sin X — sin Ji sin b) cos L'
cos L cos A — sin jc cos n cos b
Ferner ist ^, .-. = dem Abstände des Mondes von dem Orte
cosL cos/
des Beobachters. Nennt man IJ den Horizontal- Halbmesser, 1)' den
vergrösserten Halbmesser des Mondes, so findet sich
sin D' :s\nD = R: ^rj :-,
cosL cosx
folglich
,^. . ^, sin Z) cos i' cos r JB sin Z) cos L' cos A'
(V) sin/)= = = = , -. r-
X — X cos L (MS?. — sin .T cos ?? cos
Aus diesen drei Formeln III, IV, V lassen sich nun sehr leicht
alle diejenigen herleiten, die man bisher für die gewöhiiliclie Parallaxen-
Rechnung mit vorhergehender Berechnung des Nonagesimus gegeben
hat. Da nämlich die Lage der Abscissen-Linie für A' und ./; in der-
selben Ebene in der Form jener Ausdrücke nichts ändert, so lege man
sie z. B. so, dass sie mit der Linie der Frühlings-Xaclitgleiche den
Winkel L = der wahren i^änge des Jlondes mache. Dann muss in
unseren Formeln sin L ^ 0, cosZ=l, und für n, )> — L, für L', L' — L
ge.setzt werden, und es wird
,-r, T^ — sin 71 sin (n — L)cosb
tang {L' — L) = — , . -^ , — i-_-, ,-
' cos/l — sinjicos(w — LJcosb
172. Noch Etwas über die Parallaxen-Rechnung. 595
., (sin l — sin Ji sin h) cos {11 — i.)
cos A — sin n cos (w — L) cos 6
u. s. w. (die BorojEXBERGEE'schen Formeln). Setzt man in der ersten
dieser beiden der Kürze wegen
sin n cos h
cosA
=ij
und entwickelt die Formel
, ,T, -r. j5Sin(iy — n)
tang iU — i) = ^r^ —^^ — —^
in eine Reihe, verwandelt die Eeihe für die Tangente von L' — L in
eine für den Bogen L' — L, so erhält man
L' — L=iJ sin {L — n) + \ p' sin 2(L — n) + -J jr^ sin 3 (I, — ji) + • • •
Diese .schöne Reihe hat, wie ich nachmals aus Wfem's Anleitung
gesehen habe, schon und, so viel icli weiss, zuerst Herr Hauptmann
RoHDE gefunden.
Ebenso kann man die Abscissen-Linie der X, x durch den Nonage-
simus legen, wodurch in den Formeln sinH = 0, cos» = l, und für
L', L' — n, für L, L — n, genommen werden muss. Damit hat mau
,^, , sin (i/ ^ — n) cos X
taug {L — n) — '
tang A' =
oder
tangA'= .
sin (L — n) cos l
tang l sin {U — n) I sin n sin V
sin {L — «) V sin l
(die LEXELL'sche Formel für die scheinbare Breite). Die erste Formel
lässt sich auch so ausdrücken:
sin n cos &
sin [L — n) cos X
woraus
sin 71 cos h sin (11 — «)
cosA
die gewöhnliche Näherungsformel für die Parallaxe der Länge folgt.
Ich übergehe die übrigen Veränderungen und Zusammenziehungen, die
man in obigen Formeln durch mancherlei Substitutionen und Kunstgriffe
hervorbringen kann, besonders da über diesen so oft abgehandelten Gegen-
stand alles erschöpft scheint. Besonders haben die Herren Cagnoli
38*
cos
(L — n) cos
l — sin n cos
b
(sin l —
- sin TT sin b)
cos [L' —
n)
cos{L
— n) cos A —
- sin 71 cos b
(sin A —
- sin TT sin b)
sin(L' —
n)
cotang {L' — n) = cotang (L — n) —
sin(L' — i) =
596 Bemerkungen matheniatischeu, astronomischeu und geographischen Inhaltes.
und De Lambee hierin wenig zu wünschen, und fast nichts zu hotfen
oder zu versuchen, übrig gelassen.
Anstatt die Länge und Höhe des Nonagesimus (Länge und Kom-
plement der Breite des Beobachtuugsorts) zu berechnen, kann man auch
die Eektascension und Deklination des Mondes berechnen, um auf diese
Art die sich auf die Ebene des Aequators beziehenden Koordinaten
X', Y', Z' für den Mond einfach ausdrücken zu können. So erhält man
Herrn Gerstneii's Formeln und Methode, die mir wirklich mit Herrn
Wttkm alsdann, wenn man für eine an vielen Orten beobachtete Stern-
bedeckung eine Rechnung vorzunehmen hat. deswegen einen Vorzug vor
der gewöhnlichen zu verdienen scheint, weil man, wenn man für drei
Zeitmomente die geraden Aufsteigungen und Abweichungen des Mondes
gefunden hat, für alle Zwischenzeiten bequem interpoliren kann, da
man hingegen den Nonagesimus für jeden Ort besonders berechnen muss.
Die Formeln werden übrigens den oben gegebenen durchaus ähnlich.
Aber da die Koordinaten für den Ort des Beobachters a;, y, z, die
sich auf die Ebene der Ekliptik beziehen, und die Koordinaten ic', y\ z',
die in der Ebene und senkrecht auf die Ebene des Aequators genommen
werden, eine und dieselbe Abscissenlinie für x und ./•' haben, so ist es
sehr leicht, jene durch diese zu bestimmen, ohne vorher Länge und
Breite des Zeniths, oder Länge und Höhe des Nonagesimus zu berechnen.
Ist nämlich e die Schiefe der Ekliptik, so hat man unmittelbar
x = x'
y = y' cos e -\- z' sin s
z = z' cose — ?/' sin fi.
Dies in die Formeln I, II substituirt und für x', y, z etc. die
oben angegebenen Werthe gesetzt, erhält man
1' — y' cos « — z' sin e
(VI) tangL' =
/TTTT% i 1» (■^ — •s^' COS e + y' sin «) cosL'
(VII) tang ;.' = 5^ ^^-^; -!-
Z— a;'
sin Z( cos A — sin n (sin a cos jö cos e -{- sin ß sin e)
cos Z/ cos A — sin n cos a cos ß
)s e -j- y' sin «) cosL'
X—x'
[sin l — sin TT (sin /S cos e — sin a cos ß sin «)] cos L'
cos L cos A — sin -t cos a cos ß
,„„,. . _, sin D cos L' cos /'
(VIII) smD'= f^-- . . ^•
cos L cos / — sin ti cos a cos ß
Die Formeln VI, VII lassen sicli nun dadurch noch merklich zu-
sammenziehen, dass man einen Hülfswinkel
tang (p = sin u cot ß
einfülirt, und werden sodann
172. Nocli Etwas über die Parallasen-Rechming. 597
. ,- . sin jz sin /S . , , ,
sin L cos /. sin (cp 4- e)
tang L' = = , ^"^'^ ^ ^ (IX)
cos iv cos X — sin n cos a cos p
/ . , sin TT sin /? / , A 7-,
(sinA ^cos(99-|-£) cosL
tang X' = ^ ^ '^""^ ■ L_ (X)
cos L cos / — sm tt cos a cosß ^ ^
Herr De Lambre sagt, die ursprünglichen Formeln VI und VII wären
ihm lieber, als die zusammengezogenen IX und X. Ich gestehe, dass ich
den Grund dieses Urtheils nicht einsehe, und dass mir die Einführung
des Winkels qp eine wesentliche Erleichterung der Rechnung scheint.
Dies sind nun die Formeln, die ich am angeführten Orte des astro-
nomischen Jahrbuchs bekannt gemacht habe. Herr De Lambre sagt
davon, dass sie allerdings den wesentlichen Vorzug hätten, die Berech-
nung des Nonagesimus zu ersparten, nur rügt er von der anderen Seite
den Nachtheil, dass die Eechnung sehr scharf, mit Logarithmen bis zur
siebenten Decimalstelle geführt werden müsse, da man bei der gewöhn-
lichen Parallaxen-Rechnung mit fünf oder sechs Decimalstellen voll-
kommen ausreiche. Allerdings ist diese Kritik des grossen Astronomen
nicht ungegründet. Denn bei dem gebräuchlichen Verfahren hat man
nur kleine Bögen, die Parallaxe der Länge, die gewöhnlich kleine
scheinbare Breite, oder gar die oft noch kleinere Parallaxe der Breite
zu berechnen; hier aber die scheinbare Länge selbst. Ich erlaube mir
indessen zu bemerken: 1. dass, besonders in unseren Tagen, die Astro-
nomen so gewöhnt sind, in allen ihren trigonometrisch-logarithmischen
Rechnungen sieben Decimalstellen und alle Schärfe anzuwenden, dass
diese Unbequemlichkeit vielleicht gar nicht, oder kaum gefühlt werden
dürfte; 2. dass auch in meinen Formeln der grösste Theil der Rechnung,
nämlich für '/• und für die mit sin -t multiplicirten Glieder, ohne Nach-
theil der Genauigkeit mit fünf oder sechs Decimalen gemacht werden
kann, und 3. dass die Bequemlichkeit, dass sich die Zeichen der ver-
schiedenen Theile und Winkel hier bei der massigsten Aufmerksamkeit
gleichsam von selbst ergeben, die etwa noch nach 1. zurückbleibende
Unbequemlichkeit wenigstens kompensirt, vielleicht überwiegt. Inzwischen
überlasse ich es gern Männern, wie einem Tbiesneckee und Wurm, die
sich mit so vielem Ruhm und so ungemeinem Nutzen für die Geographie
so unermüdet mit parallaktischen Rechnungen beschäftigt haben, und
denen ich hier gern meine dankbare Verehrung ötfentlich bezeuge, darüber
als die kompetentesten Richter völlig zu entscheiden.
So wie wir die auf die Ebene des Aequators sich beziehenden
Koordinaten für den Ort des Beobachters auf die Ebene der Ekliptik
reducii't haben, so lassen sich nun auch die in der Ebene der Ekliptik
598 Bemerkungen mathematische«, astronomischen und geographischen Inhaltes.
genommenen Koordinaten für den Mittelpunkt des Mondes X, Y. Z in
solche verwandeln, die sich auf die Ebene des Aequators beziehen.
Nennen wir nämlich die letzteren, wie oben A'', I", Z', so ist
X'=X
F' = F cos e — Z sin e
Z'= Z COSE -j- Ysin e.
Ist nun A' die scheinbare Rektascension und <>' die scheinbare
Deklination des Mondes, so hat man
,, V — «/ Fcose — Zsine — y'
*"°^^ = T=i' = x=^' — '-
, {Z' — z') cos^' (Z cos e + i'sin e — z') cos4'
tangd- ^-_^r - x^z^'
V
Oder für X, Y, Z und x, y', /, „ ilii"e Wertlie gesetzt und einen neuen
Jx
Hülfswinkel
tang y} = cot ?. sinL
eingeführt,
sinA
(XI) tang A == -
sin (y — e) — sin .t sin a cos/9
cos L cosk — sin n cos a cos ß
,_^-„ cos (y — e) — Sin Ji smß] cos Ä
(XII) , „ Vcosv /
"^ ^ tang (5' = ^ — = r ^ — ,
cos Zr cos / — sm n cos a cos /?
Formeln, die unmittelbar aus der wahren Länge und Breite des Mondes
die scheinbare Rektascension und Deklination desselben geben. Dabei
ist nun ganz wie zuvor
. „, sin i) cos A' cos ö'
sinD = f -. -. -■
cos L cos X — sia-i cos a cos ß
Diese Formeln werden sehr oft von grossem Nutzen sein, Fixstern-
bedeckungen zu berechnen, da sie sowohl die Berechnung des Nonage-
simus, als der Länge und Breite des Fixsterns, wenn man von diesem
nur Rektascension und Deklination hat, ersparen. Es sind übrigens im
Grunde ganz die nämlichen Formeln, die mein würdiger Freund, Herr
Inspektor Besskl zu LiVienthal, in der Monatlichen Korrespondenz , No-
vember 1806, p. 484 ohne Beweis bekannt machte, und deren er sich
nützlich bediente, die Bedeckungen aller kleinen Fixsterne bis zur
9. Grö.'ise von dem wenige Tage alten ]\I(ind für die ersten sechs Monate
des Jahres 1807 im Voraus zu berechnen. Eine sehr verdienstliche
Arbeit, die aber diesmal, hoffentlich mehr wegen des ungewöluilich
schlechten und anhaltend trüben Wetters, als aus Nachlässigkeit und
Versäumniss der Astronomen wenig oder gar nicht benutzt ist, und
174. Den Ort eines Gestirns aus beobachteten Alignements zu finden. 599
deren Fortsetzung fiir's Künftige jeder Ijiebhaber der Sternkunde mit
mir wünschen wird.
Noch ein paar Bemerkungen über die Parallaxen-Rechnung ver-
spare ich auf eine andere Gelegenheit, da sie theils mit dem obigen
nicht unmittelbar zusammenhängen, theils diesen Aufsatz zu sehr aus-
dehnen würden.
173. Eine astfouoinisclie Bemerkung.
[Astronomisches Jahrljucli für 1810, S. 261)
Herr Dr. Oleers theilte mir ^) bei seinem Hiersein im Junius 1806
folgende Formel zur Erfindung der Grösse des Feldes von einem Fern-
rohr, vermittelst beobachteten centralen Durchganges der Sonnenscheibe
mit. Es sei: Zwischenzeit der äusseren Berührungen der Ränder = b;
der inneren = c; halbe Dauer des Durchganges der Sonne (aus den
Ephemeriden) durch den Meridian = a; Halbmesser der Sonne in
Sekunden = S; so ist:
(& + c)(& — c)S
Halbmesser des Sehrohrfeldes in Sekunden
16«^
174. Den Ort eines Grestirns aus beobacliteten .Uignements
zu finden.
Unterm 26. August aus Bremen eingesandt.
[Astronoraisches Jahrbnch für 1822, S. 231—234.]
Zu den bisher bekannten trigonometrischen Auflösungen dieses
Problems hatte Herr De Lajibke eine neue analytische gegeben (Astro-
nomie I, 'p. 467), die Herr Professor Bessel auf noch bequemere und
kürzere Formeln zu reduciren gewusst hat (Astronomisches Jahrbuch
für 1821, %!. 170, 171). Nach De Lambke erfordert die von Pingee
gebrauchte trigonometrische Berechnung 43 verschiedene Logarithmen;
eine zweite von ihm nur kurz erwähnte 41, seine neue 33 (wohl eigent-
lich, wenn man keine Verifikation machen will, nur 31). Herr Pro-
fessor Bessel wird mit 22maligeni Aufschlagen der logarithmischen
Tafeln ausreichen, wenn man sich blos mit dem Nothwendigen begnügt.
') Professor Bode, Sch.
(500 Bemerktingen mathematischen, astrouomischeu iiud geographisohen Inhaltes.
So schön und elegant diese beiden neuen Auflösungen der Herren
De Lambbe und Bessel auch sind, so kann mau doch der blos trigono-
metrischen eine noch grössere Kürze und Bequemlichkeit geben; und
es wird mir deswegen, Avie ich hoffe, erlaubt sein, mein Verfahren,
dessen ich mich schon lange bei älteren Kometen zu bedienen pflege,
hier kui-z anzugeben. Ich wähle dieselbe Bezeichnung wie Besskl, und
es sind die Längen des ersten Paares von Sternen a , a, des zweiten a , a,
die Breiten b, V und ß, ß'. Man suche zuei-st die Durchschnittspunkte
der beiden durch die Sternpaare gezogenen grössten Kreise mit der
Ekliptik durch die bekannten Formeln:
sin {b' + b)
sin {V — b)
^ ( , . a' — a\ . [a' — a\ sm{ ß'-\-ß)
tang (c.y + -2-j = tang (-^J • ^^^^^^
und es sind die Längen dieser Durchschnittspunkte
iV=a — CO, N'^a — o)'.
Die Neigungen dieser beiden grössten Kreise gegen die Ekliptik
finden sich
tangZ» . . tang/?
tang « = . ° > tang t? = . , •
sin o) sin (o
Setzt man nun X' — N=2E und macht
• . „ sin(i? + »;)
tang X = tang^ß • . )„ 'i >
° ° sin {■& — »;)
so ist
N-^E-Jrx^N' — E-^x
die Länge des unbekannten Gestirns, und die Breite desselben wird
durch die Gleichung
tangiJ = tang <; sin (E-\-x) =^ tang i? sin [E — :/■)
bekannt.
Zu diesen Formeln braucht man nur 20 Logarithmen. Ich setze
hier das Beispiel von De Lamhrk nach meinen l'ormeln. jedoch nur mit
fünf Decimalen gerechnet her, da hier fünf Decimalen schon eine über-
flüssige Genauigkeit geben.
Erstes AUgnement.
a = 2» 10" 58' 42" b = 10" 24' 50"
"' = 4» 9° 2 9' 59" b' = 49° 40' 10"
a'—a= 58° pTiMT' b' -\- b = 60" 5' 0"
^-=^ = 29° 15' 38,V" b'—b== 39° 15' 20"
174. Den Ort eines Gestirns ans beobachteten Alignements zu finden. 601
Zweites Älignement.
a = 2^ 22" 53' 22"
a' = 3^ 14" 34' 25"
■ß ==
ß' =
ß' + ß-
ß'~ß = -
66" 3' 50"
10" 4' 35"
-a= 21" 41' 3"
— = IQO 50' 3U"
76" 8' 25"
- 55" 59' 15"
« —
r
a —
log tang — ^^— = 9,748 40 log tang "—^ = 9,282 22
log sin (V + &) = 9,937 89 log sin (/?'+ ß) = 9,987 17
compl. log sin (6' — ö) = 0,198 75 compl. log sin {ß'—ß) = 0,081 49„
log tang (co + ^"^j = 9,885 04 log tang (oj' + ^-^) = 9,350 88„
' "'~* 37" 30' 14" w' + ^^^^=167"21'23"
2 ^. ^. ^ ^' ' 2
^^ = 29" 15' 381" g-=I^ = 10" 50' 31-1"
w= 8"14'35|" (o'= 156"30'5U"
a = 2M0"58'42''' a = 2' 22" 53' 22'^
N=2' 2" 44' 6^" iV" = 9^ 16"22'30|-"
jV' N
E= ^ ■ =111" 49' 12"
long tang i = 9,264 31 long tang ß = 0,352 72
log sin oy = 9,156 47 log sin co' = 9,600 45
log tang ); = 0,107 84 log tang #= 0,752 27
»; = 52"2'30" ■&= 79" 58' 6"
r) = 52" 2' 30"
logtang£'= 0,397 53,. i? + j? = 132" 0' 36"
log sin (*? + >;) = 9,871 02 ■& — t]= 27" 55' 36"
compl. log sin {-d — i]) = 0,329 43
X =
E =
0,597
284"
111"
98„
9'
49'
48"
12"
log
log tang 9? =
sin {E ■\~x) =
log tang 5 =
B =
= 0,107 84
= 9,769 04
-X =
N =
35"
2" 2°
59'
44'
0"
6i"
= 9,876 88
= 36" 59' 7"
E-
J. = 3s 8" 43' 6i"
De Lambee findet .4 = 3= 8" 43' 8" und B = 36" 59' 8".
602 Bemerkungen niathematisclien, astronomischen und geographischen Inhaltes.
Auch dies Verfahren erfordert also keine Zeichnung einer Figur,
und hat dann bei der grösseren Bequemlichkeit auch noch den Vorzug,
dass man gleich weiss, was jeder Winkel bedeutet, und dass man
es immer gleich wieder fiuden kann, wenn man es nöthig hat, da
alle darin vorkommenden Formeln nur auf ganz bekannten trigono-
metrischen Sätzen beruhen. Es Hesse sich auch leicht zeigen, dass
diese Formeln mit denen, die Herr Professor Bessel gegeben hat, fast
identisch sind.
So wenig Genauigkeit übrigens die Methode, den Ort eines unbe-
kannten Gestirns durch Alignements zu bestimmen, auch geben kann,
so wäre doch zu wünschen, dass die älteren Astronomen vor Moestlik,
der sich ihrer zuerst häufig bediente, dieselbe öfterer bei Kometen an-
gewandt haben möchten, denn sie konnte doch immer, gehörig gebraucht,
eine weit grössere Sicherheit gewähren, als die mit den damaligen
höchst unvollkommenen Werkzeugen gemessenen Azimuthe und Höhen
des Kometen die Bestimmung seines Orts zu geben pflegen.
175. GeograpMsclie Bestimmung vou Eelibiu'g.
[Monatliche Korrespondenz. Bd. VI, S. 373—375. Oktober 1802.1
Bremen, den 25. August 1802.
Der Königl. preussische Post-Inspektor Pistok ist zu meinem Ver-
gnügen einige Zeit hier in Bremen gewesen, und hat mich auch nach-
mals in Bellburg besucht. Er besitzt sehr gute Instrumente, unter
anderen einen vortreflfliclien Chronometer von Behthüud, und hat eine
ausgezeichnete Geschicklichkeit, mit dem Sextanten umzugehen. Mit
einem fünfzölligen unvergleichlichen Sextanten von Teüu(}hton nalim
er bei sehr schlechter Witterung, die nur zu Zeiten, aber auch glück-
licher\veise am Mittage Messungen zu machen erlaubte, mehrere Sonnen-
höhen am Behburger Brunnen zur Bestimmung der Polhöhe, die ich
berechnet habe, wie auf beiliegendem Blatt zu ersehen ist. Die Be-
stimmung dieses stark besuchten T^adeorts scheint mir für die Geogra-
phie von Niedersachsen nicht ganz unwichtig. Unglücklicherweise hat
der Post-Inspektor Pistor mir die Mindener Zeit seines Chronometers
nicht geben können. Sonst würden wir auch die Länge anzugeben im
Stande .sein.
175. Geographische Bestimmung von Rehburg.
603
Rehburger Brunnen: Mecklenburg' s Haus, den 39. Jul. 1802.
T. Berichtigung der Zeit des Chronometers.
Zeiten des Chrono-
meters
Doppelt gemessene
Höbe des oberen
Sonnenrandes
Wahre Höie des
Mittelpunktes der
Sonne
Wahre Zeit
Korrekt on des
Chronometers
7» 34' 50"
57» 0' 0"
28» 12' 13"
7u 27' 40,0"
— 7' 10.0"
7" 36' 28"
57» 30' 0"
28» 27' 15"
7» 29' 19,3"
— 7' 8,7"
7u 37' 1"
57» 40' 0"
28« 32' 15"
7ü 29' 52,3"
— 7' 8,7"
7u 37' 35"
57» 50' 0"
28» 37' 15"
7° 30' 25,3"
— 7' 9,7"
7" 38' 9"
58» C 0"
28» 42' 16"
7u 30' 58,3"
- 7' 10,7"
7" 38' 42"
58» 10' 0"
28» 47' 16"
7n 31' 31,3"
— 7' 10,7"
Mittel
IL Circummeridian-Höhen für die Polhöhe.
9,7"
Zeiten des
Chronometers
Doppelte Höhe
des oberen
Sonnenrandes
Wahre Höhe des
Mittelpunktes
der Sonne
Abstand in Zeit
vom Meridian
Reduktion
auf die Mit-
tagshöhe
Korrektion
wegen Ver-
iiuderung der
Deklination
Mittagshöhe
der Sonne
11« 51'
53" 113» 13' 15"
56» 19' 54,5"
— 15' 16,7"
-f 7' 56,0"
- 9,0"
56» 27' 41,5"
llu 53'
58"
113» 17' 5"
56« 21'49,5"
-13' 11,7"
+ 5' 55,5"
-7,7"
56» 27' 37,3"
11« 55'
23"
113» 19' 10"
56« 22' .52"
-11' 46,7"
-f 4' 42,6"
- 6,9"
56» 27' 27,7"
lln .56'
37"
113» 21' 10"
.56« 23' 52"
— 10' 32,7"
+ 3' 46,2"
- 6,2"
56« 27' 32,0"
11" 57'
48"
113 »22' 1.5"
56» 24' 24,5"
- 9' 21.7"
-f 2' 59,5"
- 5,2"
56» 27' 18,8"
12" 0'
47"
113» 26' 10"
.56» 26' 22"
— 6' 22,7"
+ 1' 23,2"
-3,7"
56« 27' 41,5"
12n 2'
24"
113» 27' 10"
56» 26' 52"
— 4' 45,7"
-f 0' 46,3"
- 2,9"
56» 27' 35,4"
12u 3'
11"
113» 27' 40"
560 27' 6"
— 3' 58,7"
4- 0' 32,2"
- 2,4"
56» 27' 35,8"
12" 4'
7"
113» 28' 0"
56« 27' 17"
— 3' 2,7"
-f 0'19,0"
-1,7"
56» 27' 34,3"
12a 6'
50"
113» 28' 40"
56»27'37"
- 0'19,7"
+ 0' 0,3"
- 0,2"
56» 27' 37,5"
12» 7'
45"
113» 28' 10"
.56« 27' 22"
+ 0' 3.5.3"
+ 0' 0,7"
+ 0,4"
.56» 27' 22,7"
12u 9'
56"
113» 27' 50"
.56« 27' 12"
+ 2' 46,3"
+ 0'15,7"
+ 1.3"
56» 27' 29,0"
Mittel der Mittagshöhen
Abweichung der Sonne
56« 27' 32,8"
IS" 54' 16,6"
Aequators-Höhe
Pol-Höhe . .
37" 33' 16,2"
52" 26' 43,8"
604 Bemerknngen mathematischen, astronomischen und geographisehen Inhaltes.
176. GeograpMsclie Lage Ton Bremeu.
Unterm 28. Mai 1822 eingesandt.
[Astronomisches Jabrbnch für 1825, y. 143 — 147.]
Aus den mit verschiedenen, mehreutheils lOzöUigen Sextanten von
mehreren Astronomen, besonders aber von dem Herrn Senator Gilde-
MEiSTKR angestellten zahlreichen, und sehr gut unter einander stimmen-
den Beobachtungen folgt die Polhöhe des .■iHs^ffräfs-Thurms in Bremen
= 53« 4' 50"; die Polhöhe meines Beobachtungs-Zimmers = 53" 4' 37".
Aus den Vermessungen des Obersten Epaillx wurde die Breite des
.4»s^«)-iH.>.-Thurms von seinem geschickten Gehülfen, Herrn De Gelder,
in der Abplattung ^^^ zu 53" 4' 45,33" berechnet, wobei die Breite
des Schlossthurmes zu Jever = 53° 34' 23,43" zum Grunde liegt, so \vie
sie der General vox Keayexhoff sowohl aus seinen Dreiecken und aus
der angenommenen Polhöhe von Dünldrchen =51** 2' 8,73" abgeleitet,
als aus eigenen in Jever angestellten astronomischen Beobachtungen
mit einer bewundernswürdigen Uebereinstimmung bestimmt hat. In wie-
fern die Breite von Dünhirclien noch überhaupt, besonders aber die
vom General von Krayenhoee angeuommene, eine kleine Unsicherheit
haben kann, lasse ich dahin gestellt sein. Die oben angegebene Pol-
hohe von Dünlxirclien ist aus der Base du S. M. Tom. II, p. 648
genommen, wie sie De Lambre nach einer unmittelbar aus den Be-
obachtungen abgeleiteten Refraktion findet; aber De Lambre selbst hält
diese Refraktion für unsicher, und bleibt sowohl in jenem Werke als
in der Astronomie bei 51'' 2' 9,2".
Nach Bounekberger's Formeln und der Breite von Jever finde ich
die Polhöhe des Ansgar'ms-Thmms = 53" 4' 46,154", wenn ich die Ab-
plattung -yTyl.T^s gebrauche.
Hingegen ist vorläufig aus eben diesen Ei'AiLiA'schen Dreiecken,
die auch Göttingen mit Bremen verbinden, aus der Polhöhe der Oöttinger
Sternwarte =51° 31' 48,7" die Breite des A?iS(7a>7«5-Thurms in der
.Vbplattung ^xt^ts- zu 53" 4' 49,252" berechnet worden.
Vermöge der trigonometrischen Vermessungen des Herrn Senator
Gildemeister finde ich, dass die ehemalige Sternwarte zu Lilienthal
3' 44,6" nördlicher liegt, als der ÄnsgariHs-Thnvm. Nimmt man die
Polhöhe dieser Sternwarte im Mittel aus 92 von Herrn Baron von Zach
und Herrn Professor Harding angestellten Beobachtungen zu 53" 8' 31,8"
an, so ergiebt sich die Polhöhe des Ansmrins-ThnrmH = 53" 4' 47,2".
Stellen wir nun alle diese Resultate zusammen, so ist die Polliöhe
des .4Hsr/a>(?<s-Thurms zu Bremen:
176. Geographische Lage von Bremen. 6Q5
Aus den unmittelbar dort angestellten astronomischen
Beobachtungen = 5.30 4' 50"
Aus den Dreiecken des Obersten Epaillt und der
Breite von Jever = 530 4' 46,15"
Aus denselben und der Breite der Sternwarte zu
Göttingen = 53° 4' 49,25"
Ans der astronomisch bestimmten Breite von Lilienthal = 53" 4' 47,2".
Die Länge des Ansgarms -Thurms war durch des Herrn Baron
VON Zach chronometrischer Bestimmung, mit welcher auch einige der
damals noch wenigen astronomischen Beobachtungen sich zu vereinigen
schienen, viel zu klein = 26<> 26' 42,0" oder 25' 46,8" in Zeit östlich
von Paris angenommen worden, und diese Annahme hat einige Ver-
wirrung in die westphälische Vermessung des Generals Lecoq gebracht.
Fortgesetzte Beobachtungen von Sternbedeckungen nöthigten bald, sie
wenigstens auf 26" 27' 45" oder 25' 51" östlich von Pajis zu setzen.
Aber auch diese Länge, vne sie die Conn. des Tetns hat, ist noch
zu klein.
Das Mittel aus 12 der besten astronomischen Beobachtungen giebt
den Zeit-Unterschied von Paris für den Ansgarius-T^hwcm = 25' 52,4".
Das Mittel aus den zahlreichen in Lilienthal beobachteten Sonnen-
finsternissen und Fixsternbedeckuugen durch die bekannte Lage der
Lilienthaler Sternwarte gegen den Änsgariiis -Thurm auf diesen reducirt
= 25' 51,9".
Aus Epaillt's und Krätenhoff's Dreiecken berechnete De Gelder
mit der Abplattung -g-^^ diesen Längen-Unterschied = 25' 53,0".
Natürlich muss diese Länge wegen der zu kleinen, bei der
Berechnung angenommenen Abplattung etwas zu gross sein. Nach
einer vorläufigen Rechnung würde sie mit der Abplattung ifTxi.T«- nur
^ 25' 52,477" gefunden worden sein.
Aus Epaillt's Dreiecken und der Länge von Westerstede, wie sie
General Krayenhoff bestimmt hat, wurde sie mit der Abplattung ^Tri-Trs
gefunden == 25' 52,867".
Man kann also mit grosser Sicherheit, die schwerlich noch eine
ganze Zeitsekunde ungewiss lässt, die Länge des Änsgarius-Thnrms
= 25' 52,4" in Zeit von Paris, oder = 26» 28' 6" setzen. Bis es also
vielleicht glückt, Bremen mit der vortrefflichen hannövrischen Grad-
messung durch Dreiecke in Verbindung zu setzen, und dadurch alles
noch schärfer bestimmen zu können, glaube ich annehmen zu dürfen:
Länge in Zeit
von Paris Breite
Änsgarius-Thnnn in Bremen 25' 52,4" 53" 4' 48"
Mein Beobachtungszimmer 25' 54" 53" 4' 36"
QQQ Bemerkungen mathematischen, astronomischen und geographischen Inhaltes.
SO dass also die Länge meines Beobachtungszimmers um drei Zeit-
sekunden grösser ist, als man bisher bei allen in Bremen angestellten
Beobachtungen vorauszusetzen pflegte.
Ich setze hier die Resultate her, die mir Herr Oberst Epaillt aus
seinen Vermessungen durch Herrn De Gelder mitzutheilen die Güte hatte,
da sie für die Geographie unserer Gegenden immer interessant bleiben.
Oerter. Breite Länge von Paris.
Varel 53« 23' 53,8351" 5" 48' 12,2322"
Stolham 53» 30' 52,8419" 6" 1' 41,0571"
Sandstedt .... 530 21' 38,5087" G" 11' 29,8514"
Oldenburg .... 53" 8' 18,8850" 5» 53' 0,1965"
Bexhovede .... 53« 29' 28,5490" 6« 21' 31,8155"
Hambergen . . . 53» 18' 40,7196" 6« 29' 35,9847"
Bremen (St. Ansg.) . 53« 4' 45,3315" 6« 28' 15,5697"
Xeuenkirchen . . . 53« 14' 8,5126" 6« 10' 52,7774"
Jever (Schlossthurm) 53« 34' 23,43" 5« 34' 10,40"
Azimidhe in Bremen.
Oldenburg 99« 45' 48,4317"
Neuenkirchen 132« 3' 49,6267"
Sandstedt 149« 20' 6,8597"
Hambergen 183« 17' 55,9537".
„Diese Bestimmungen, fügt Herr De Gelder hinzu, sind die Resul-
tate aus den Dreiecken des Herrn Generals Kuayexhoff in Holland und
des Herrn Epailly in Deutschland. General Kkayenhoff fing seine
Dreiecks-Kette bei DUnkirchcn an, und brachte sie bis auf die Seite
St ulhani -Varel. Herr Ei>ailly nahm zur Basis seiner Dreiecke die Seite
Bentheim-Kirchhesepe auf der Grenze von Holland, führte seine Dreiecks-
Kette durch die hannövrischen Länder an der Weser herunter bis zur
Seite Varel-Stolham, für die er fand 19 751,7 Meter
General Kuayenhoff hatte gefunden 19 752,8 „
Unterschied 1,1 Meter.
Die Dreiecke des Herrn Epailly in der Gegend von Bremen sind
erst vorläufig berechnet, weil noch mehrere Winkel blos geschlossen
sind, bis man sicli durch die Holzungen die nöthigen Aussichten ver-
schafft hat. Man glaubt indessen, dass die künftige definitive Recli-
nung von dieser vorläufigen nicht über zwei oder drei Meter verscliieden
sein kann. General Kuayenhoff hat zu Amsterdam und Jever Be-
obaditungen der Breiten und der Azimutiie angestellt, die vollkommen
mit den Resultaten der geodätischen Messungen übereinstimmen. Aus
den Dreiecken, die Bremen mit Varel verbinden, sind obige geograpliische
Positionen berechnet worden."
177. Auszug aus einem Briefe, die Läug-e und Breite Bremens betr. 607
Soweit Herr De Gelder. Die Triangel des Herrn Obersten Epaillt,
die Bremen mit Varel, und so mit der Messung des Herrn Generals
Tox Keayenhoff verbinden, erhielt ich durch die Güte des Herrn
Professors Oltmanns. Ich würde sie gleichfalls mittheilen, wenn ich
nicht glaubte, das diesem um Astronomie und Geographie so hoch-
verdienten Gelehrten entweder selbst überlassen, oder doch seine aus-
drückliche Erlaubniss dazu haben zu müssen.
177. Auszug aus eüiem Briefe, die Länge und Breite Bremens
beti'elfend.
[Schumacher's Astronomische Naciriclten, Bd. I, S. 239, 240. Juni 1822.)
Im Mittel aus den 1. sämmtlichen in Bremen angestellten astro-
nomischen Beobachtungen, 2. den sämmtlichen Lilienihaler Beobachtungen
auf Bremen reducirt, und 3. den mit des Generals von Kkatenhopp,
und so mit den fi-anzösischen Dreiecken in Verbindung stehenden Drei-
ecken des Obersten Epailly, ist die Länge des ^I^-s^raj-iws-Thurms in
Bremen = 25' 52,4" in Zeit östlich von Paris, die Breite = 53» 4' 48".
Die drei Angaben stimmen so gut unter einander, dass die Länge schwer-
lich noch um eine Zeitsekunde, die Breite um fünf Bogensekunden im-
gewiss sein kann. Für mein Beobachtungszimmer ist dann die Länge
= 25' 54" in Zeit, die Breite = 5S° 4' 36". Erstere wurde seit mehreren
Jahren immer 25' 51", also 3" zu klein angenommen.
I
Vermischtes iu Briefen.
Olters I 39
i
178. Ueber die Abweiclmug falleuder Körper Yom Lotli
wegen der Eotation der Erde.
Schreiben vom 5. Oktober 1803.
[Aus Dr. Benzenberg's Versuche über die Umdrehung der Erde. Dortmund, bei Mallinkrodt 1804. S. 372—383.]
Sie verlangen, liebster Freund ! dass ich Ihnen nochmals die Theorie
der Abweichung fallender Kugeln von der scheinbaren Vertikallinie
wegen der Rotation der Erde vorlegen soll, da ich meinen Aufsatz über
diesen Gegensatz, als fehlerhaft, von Ihnen wieder zurückgefordert habe.
In der That war ich in denselben Irrthum gefallen, den auch Gugliel-
MTNT anfangs begangen hat. Ich fand durch meine Fehlschlüsse eine
südliche Abweichung gerade so gross, wie Ihre und Guülielmixi's Ver-
suche sie gaben, die aber nach einer richtigeren Analyse aus der Eo-
tation der Erde nicht folgt, und die östliche Abweichung um die Hälfte
zu gross. Durch eine kleine Abhandlung unseres vortrefflichen Dr. Gauss
habe ich die Fehler meiner vorigen Rechnung kennen gelernt. Die
vermeintlich gefundene südliche Abweichung gründet sich auf einen
sehr scheinbaren, aber doch falschen Satz; und die östliche Abweichung
hatte ich deswegen zu gross gefunden, weil ich einen Umstand bei der
Rechnung vernachlässigen zu können glaubte, der nicht vernachlässigt
werden darf. Für die Geschichte der Untersuchungen über diese Theorie
wird es Ihnen und Ihren Lesern vielleicht nicht unangenehm sein, wenn
ich Ihnen hier Paralogisraen und zugleich die Verbesserung derselben
vorlege. Die Erde kann hier ohne Bedenken für eine Kugel angenommen
werden, und so wird sich alles unter folgende drei Artikel bringen lassen.
I. Wirkung der Centrifugal-Kraft auf das herabhängende Loth.
Wenn die Zeit der Rotation der Erde = t Sekunden, der Halb-
messer der Erde = r, und das Verhältniss des Durchmessers zum Um-
fange des Kreises ^l-.n gesetzt wird, und g den Raum bedeutet, dui-ch
den ein schwerer Körper bei ruhender Erde in einer Sekunde im leeren
Baum fallen würde, so ist das Verhältniss der Centrifugalkraft zur
Schwerkraft unterm Aequator
2r^)-:,
39*
612
Vermischtes in Briefen.
und unter der Polhöhe y>:
= 2>-cosj/'(-] -g-
Diese Centrifugalkraft wirkt in einer Ebene dem Aequator parallel,
und auf der Axe senkrecht. Sie muss deswegen in zwei Tlieile zerlegt
werden.
Der Theil
2rcosv^-(-
ist der Richtung der Schwere entgegen und vermindert dieselbe. Der
andere Theil
2>-cosv' siny (-) = r sin 2»/' (-
ist auf die Richtung der Schwere in der Ebene des Meridians senk-
recht. Ist nun, wie vorher, g der Raum, wodurch ein Körper bei niclit
rotirender Erde in einer Sekunde fallen würde, g' der Raum, wodurch
er bei der Rotation der Erde unter der Polhöhe v wirklich fällt, so ist
g =(j — 2rcosi/''
und der Winkel RmM^= g, womit ein von m herab-
hängendes Loth von der Linie nach dem Mittelpiinkt
der Erde juIW wegen der Centrifugalkraft abweicht,
wird durch die Gleichung
tang Q =
rsm2yj f7i\-
bestimmt. Nennen wir die Höhe Jim, von der das
Loth herabgelassen wird, a, so weicht es unten von
dem mit ni und C in einer geraden Linie liegenden Punkt li nach Süden
ab, um die Grösse
«»•sin 2y'
RM=l-
9
IL Abweichung der gefallenen Kugel von dem herahhäiigenden Loth
gegen Süden.
Die von m herabfallende Kugel bleibt während des Falls in der
Ebene eines grössten Kreises, indess der Punkt L' in einem kleineren
Kreise rotirt. Dieser grösste Kreis berührt den kleineren Kreis in B.
178. Abweiehung- fallender Körper vom Loth wegen der Rotation der Erde. 613
Es sei t die Zeit, die die Kugel im Fallen zugebracht hat, so ist
-X360'*^j/ der Winkel, um den sich die Erde in der Fallzeit ge-
di'eht hat. Ist nun das Komplement der Polhöhe des Punkts E=P,
das Komplement der Polhöhe des Punkts, wo die fallende Kugel wieder
die Erde berührt, =P', so ist
, „ tang P
tangP = — 5 — ,
cos 7]
tang (P' - P) = f*"'^ - tang p]:(l + *^"^ ^'
also
\ cos?? / V COSr]
woraus man, da r] immer sehr klein ist, erhält
tang (P' — P) = sin 2 Psin 4-»/- = sin 2 v sin ^if.
Und da hier tang (P' — P) mit Bogen (P' — P) verwechselt werden
darf, und P' — P im Fussmaasse ausgedrückt werden soll, der dann /'
heissen mag, so hat man
/' = *•. sin 2 1^ sin -J?;-.
Es war aber
und so ist
also
,; = 1x360"
f2 ?l^
sin|»;- = — 5-?
/:=.t-rsm2ip{-] ,
und so viel fällt die fallende Kugel südlich von dem Punkte R. Oben
fanden wir, dass das herabgelassene Loth von dem Punkt E gegen
Süden abweicht um die Grösse
a )• sin 2 w (:i
g \r
fiele nun der Körper von der Höhe a im leeren Eaum, so wäre f = —,i
mithin /.' = /. Es ist also sogleich klar, dass, wenn man den Wider-
stand der Luft nicht in Betrachtung zieht, keine Abweichung der
fallenden Kugel nach Süden Statt finden könne.
Allein da die Luft dem fallenden Körper widersteht, so ist <->—,?
614 Vermischtes in Briefen.
folglich auch /■'>/-, und die fallende Kugel wird also, wie es scheint,
vom Lothe gegen Süden abweichen um die Grösse
So scheinbar dies Raisonnement auch ist, das mich um so leichter
verfiihrte, da die nach dieser Formel berechnete Abweichung nach
Süden genau mit den in Bologna und Hamburg angestellten Erfahrungen
übereinstimmt, so ist es doch unrichtig. Mit Recht erinnerte Dr. (tauss,
dass, sobald man den Widerstand der Luft in Betrachtung zieht, es
nicht mehr erlaubt ist, anzunehmen, die Kugel bleibe während des
Falls in der Ebene eines grüssten Kreises. Vielmehr wird der Wider-
stand der Luft die Kugel während des Fallens gerade um die Grösse
X' — /. aus dieser Ebene nach Norden drücken, und dadurch jene ver-
meintliche südliche Abweichung völlig aufheben.
Dies lässt sich leicht so beweisen. Das gefundene /' ist die Ab-
weichung nach Süden vom Punkte B, wenn man den Widerstand der
Luft nicht in Betrachtung zieht. Es war aber oben
rs,m2w (7i\-
tang, = -^-y.
Damit wird
/.' = t-r sin 2 ip i-\ = t-g' tang q.
Nun ist t-g' die Höhe, durch die die Kugel im leeren Räume
während der Zeit t fällt. Die Kugel wird also (die kleine östliche Ab-
weichung, die hier nichts ändert, bei Seite gesetzt) genau in der Rich-
tung des Loths herabfallen. An dieser Richtung des Falls kann der
Widerstand der Luft nichts ändern, da die Luft gegen das Loth in
relativer Ruhe ist und jener Richtung gerade entgegenwirkt. Aber
in der Luft fällt die Kugel wegen des ^\'iderstandes in der Zeit t nicht
durch den Raum fg\ sondern nur durch den Raum a. Folglich ist in
der widerstehenden Luft /' nicht =i-g i&w^Q, sondern
arsin2i/'/'^\"
ar sin 2 i/'/tiN-
= atange=-^,— y
Mithin ist ).' = /, und /' — / = 0, oder es findet wegen der Rotation
der Erde keine Abweichung nach Süden Statt.
Die Rotation kann also die zu Hanil)nrg und Bologna beobachtete
Abweichung nach Süden nicht erklären. Auf das Gesetz des Wider-
standes kommt es dabei gar nicht an. Die kleine Abweichung nach
Süden, die man finden wird, wenn man den Umstand mit in Betrach-
tung zieht, dass die Centrifugalkraft oben in m etwas grösser ist, als
in R, wird für unsere Sinne völlig unmerklich.
178. Abweichung fallender Körper vom Lotli wegen der Rotation der Erde. 615
in. Ahveichung der fallenden Kugel vom Loth nach Osten.
Die Kugel, die von der Höhe = a herabfällt, hat in m durch die
Eotation der Erde eine Geschwindigkeit
, (r-\-a)2n cos^^
in der Richtung der Tangente des kleinen Kreises, den der Punkt m
beschreibt. Mit dieser Geschwindigkeit würde sie in der Zeit t einen
Eaum = Ät zurücklegen, da in derselben Zeit der Punkt M durch die
Eotation der Erde nur einen Bogen, dessen Länge = ^^ ist,
T
beschrieben wird. Da nun hier Bogen und Tangente mit einander ver-
wechselt werden kann, so würde die Kugel weiter nach Osten gekommen
sein, als der Punkt M, um
a . 27t cosrp .t
>
T
und dies gab ich Ihnen in meiner vorigen Abhandlung als die östliche
Abweichung der Kugel an. Hierbei ist aber auf den Umstand nicht
Eücksicht genommen, dass die Eichtungen der Schwere, als immer nach
dem Mittelpunkt gerichtet, einander nicht parallel bleiben. Freilich
ist der grösste Winkel, den diese Richtungen bei Ihren Versuchen mit
einander machen <C 36", und dies verleitete mich, ihn zu vernachlässigen.
Allein der Einfluss dieser verschiedenen Richtungen der Schwerkraft
muss allerdings mit in Betrachtung gezogen werden, weil die östliche
Abweichung der fallenden Kugel der kleine Unterschied zweier sehr
beträchtlichen Grössen ist, die also beide sehr scharf berechnet werden
müssen, um ihren Unterschied genau zu haben. Es ist nicht schwer,
diesen Umstand mit in Rechnung zu bringen. Gesetzt, die Kugel habe
in der Richtung der Tangente, senkrecht auf der Ebene des als unbe-
weglich angenommenen Meridians, in dem sie zu fallen anfing, einen
Eaum = X zurück gelegt, ihre Geschwindigkeit nach dieser Richtung
sei jetzt noch = iv, ihr Abstand vom Mittelpunkt der Erde, der an-
fangs = r + a war, sei nun noch r -\- y, und die Geschwindigkeit, wo-
mit sie sich dem Mittelpunkt der Erde nähert = v, so ist, da wir hier
die Schwerkraft als beständig ansehen können,
dv = 2gdt,
also
— 2qxdt
dw = 7
g2(5 Vermischtes in Briefen.
Da y gegen r äusserst klein ist, so darf man ohne Bedenken setzen
, — 2gxdt
Weil nun
so ist
sein. Weil ferner
so hat man
U.I
r
dt=='^\
w
It'-
r
nft
ingliche Geschwind
A
2n (r -j- a) cos y>
T
dx= IV dt,
V
^"^ .Ä.dt.
2^
rÄ"-
Anstatt hier linker Hand das Integral durch eine Kreisfunktion zu
nehmen, die doch wieder in eine Reihe aufgelöst werden müsste, nehme
ich gleich die beiden ersten Glieder der Reihe
V
2gx- ' >'^'
und habe also durch Integration sogleich
Ät^x + -^-^'-
3rÄ-
Die Konstante ist nämlich = 0, weil .t = D fiir t = (•. Da man sich
nun leicht überzeugen kann, dass das zweite Glied rechter Hand gegen
X sehr klein ist, so kann man in dieses il''f' für x^ setzen, und so ist
Es ist aber
und
x = At-^.
. 2 }i{r-\-a) cos y>
T
17S. Abweichnng- fallender Körper vom Loth wegen der Eotation der Erde. (317
wobei d also bedeutet, um wie viel der Fall gt" im leeren Raum durch
den Widerstand der Luft verändert ist. Ferner ohne allen merklichen
Fehler .
r + a _
r ~ '
und so wird
2jt . (r -{-d)coäyj . t 2ji(a-[- d) cos y . f
Da nun der Ort M in der Zeit t nach Osten gerückt ist um
27rr cosr/' . t
r
SO ist die östliche Abweichung der gefallenen Kugel von dem Punkte M,
oder dem herabhängenden Lothe
27ia cos v ■ t 2ji{a-\- d) cos if . t
r 3t
4:71 cos yj . t
(ff.— ia
3t
Also ist die wahre östliche Abweichung der Kugel nur j derjenigen,
die man, ohne auf die verschiedene, nicht parallele Richtung der Schwer-
kraft Rücksicht zu nehmen, finden würde.
*
Wenn ich bei Ihren Versuchen annehme a = 235 Fuss, i/' = 53" 3G',
t = 4" und g' = 15,106 Fuss, so ist gf- = 241,696 Fuss, mithin ö =
6,696 Fuss und a — 4- (5 = 231,652 Fuss = 231,652 X 144 Linien. Ferner
ist T = 86 164,1 Sekunden, und damit steht die Rechnung für die öst-
liche Abweichung so:
log(rt — |^)= 2,364 836 logT =4,935 320
log 144 . . = 2,158 363 log 3 =0,477121
logf . . . . =0,602 060 log 3t =5,412 441
\og\7i . . . = 1,099 212
log cos 1/' . = 9,773 361
5,997 832
log 3t . . . =5,412 441
s = 0,585 391 = log 3,849 5 Linien.
Ihre Beobachtung gab 4 Linien und stimmt also vortrefflich mit
der Theorie.
(318 Vermischtes in Briefen.
179. Auszug; aus einem Schreiben, Bemerkungen über den
Kometen tou 1797, das Kreismikrometer, und anderes ent-
lialteud.
[Allgemeine Geographische Ephemeriden, Bd. I No. 2, Febr. ITSIS, S. 366—367.]
Bremen, den 4. Februar 1798.
.... Bei der Angabe meiner Elemente in den Älh/emeinen Geixjraphisclien
Ephemer iden, 1 Stiirk, S. Iä8 ist ein bedeutender Fehler eingeschlichen,
den ich künftig gefälligst zu verbessern bitte. Ich bestimme die Zeit des
Periheliums nicht auf 3" 17' (wie Bofvaed in seiner ersten Rechnung),
sondern auf 2" 40' 31" mittlere Pariser Zeit.*) — Ich habe meinen schönen
zehnzöUigen Sextanten von Trocghtox verloren. Das von hier nach
China bestimmte Schiff hatte nämlich ein Paar Steuerleute an Bord,
die unterwegs Längen -Beobachtungen aus Monddistanzen anstellen
wollten. Ein Instrument war der Kürze der Zeit wegen aus England
nicht mehr zu haben, und so musste ich auf Bitte der Unternehmer
meines hergeben. — Der hiesige geschickte Liebhaber der Astronomie,
Herr Hesse, dessen ich in den Berliner Adronomischen Jahrbücher»
zuweilen zu erwähnen Gelegenheit gehabt habe, geht in Handlungs-
Geschäften auf einige Jahre nach West-Indien und zwar nach St. Thomas.
P> hat mich oft freundschaftlich bei meinen Berechnungen unterstützt
und hat sich eine vorzügliche Fertigkeit in Beobachtungen mit dem
Sextanten erworben. Da er seine Instrumente mitnimmt, so hoffe ich
Ihnen künftig manches für Geographie und Astronomie Interessante für
Ihre Allgemeinen Geographischen Epliemeriden aus jenen entfernten Inseln
mittheilen zu können. Besonders werde ich ilin auch bitten (Sie kennen
nun einmal meine Vorliebe für diesen Theil der Sternkunde), auf alle
dort etwa zu sehenden Kometen aufmerksam zu sein.
Ich habe eine Abhandlung über den Gebrauch des leeren Kreises als
Mikrometer zu schreiben angefangen. Ich finde noch manches dabei nach-
zuholen und zu bemerken, was in den kurzen Sätzen und Empfelilungen,
die die Herren De La Lande, Kästneu, Koch u. a. von diesem so ein-
fachen und brauchbaren Instrumente gegeben haben, übergangen ist,
und so glaube ich manchem Liebhaber der Sternkunde dadurch einen
Gefallen zu erzeigen. Au.sser dem Gebrauch bei Kometen, Nebel-
sternen u. s. w. möchte ich auch besonders auf die so vortheilhafte
Anwendung zur Beobachtung von Sonnenflecken aufmerksam maclieii.
'j Vgl. über diesen im Aiignst 1797 beobachteten Kometen die AMi:iiidliiii«:
No. ar, S. 27.5—280. Sch.
180. Beobachtimg' iles Mare und trigonometrische Messungen im Bremer Gebiet. 619
Wirklich wird diese eigentliche Beobachtung der Sonncnftecke zu sehr
versäumt, und eben desweg-en kennen wir die Rotationszeit und die
Lage des Sonnen- Aequators noch nicht sehr zuverlässig. Auch müssen
es Beobachtungen mit Gewissheit ausmachen, ob die Flecken blos der
JRufatioH der Sonne folgen, oder noch eine eigene Bewegung, eine Ver-
änderung auf dem Sonnenkörper selbst haben? Eine wichtige Frage!
deren Beantwortung zwischen den beiden berühmten Hypothesen über
die Natur dieser Flecken, ich meine derjenigen, die Bode, Scheötee,
Heeschel so wahrscheinlich gemacht haben, und der, die De La Lande
mit so wichtigen Gründen vertheidigt, entscheiden muss. Das Kreis-
mikrometer hat bei diesen Beobachtungen, ausser seiner Bequemlichkeit,
den Vorzug, dass es stärkere Vergrösserung zulässt. . . .
Der so eben angekommenen englischen Zeitung zu Folge ist Mr^cjo
Paek, ein von der afrikanischen Societät nach Afrika geschickter
Reisender, mit allen seinen Papieren glücklich in London angekommen.
Er soll die Nachrichten des Majors Houghtox (wie auch den unglück-
lichen Tod desselben) von der Stadt Houssa völlig bestätigen, und Hoiissa,
eine Stadt am grossen Flusse nahe bei Tombudu, als zwei Mal so gross
und zwei Mal so volkreich als London beschreiben u. s. w.
180. Aus emem Schreiben, den Mars und tiigouometiisclie
Messmigeu im Bremer Gebiet betreffend.
[Allgemeine Geographische Epliemeriden, Bd. II Xo. 3, September 1798. S. 267—268.]
Bremen, den 7. August 1 798.
.... Während meines Aufenthalts in Lilienthal bei unserm vortreff-
lichen Scheötee haben wir für uns sehr interessante Beobachtungen
über den Mars gemacht. Sie betrafen die südliche glänzende Polar-
Zone. die diesmal so ungewöhnlich hell, scharf abgeschnitten und glän-
zend in die Augen fiel, wie sie Cassixi, Maeaidi und Heeschel Aäel-
leicht nie auffallender gesehen haben. Diese so äusserst glänzende Zone
war ungemein regelmässig nach einem Parallelkreise begrenzt und er-
streckte sich etwa bis zum 70. Grad südlicher Marsbreite. Die Jahreszeit
auf dem Mars kam ungefähr mit unserm November überein; es war
also unter dieser hohen südlichen Breite anfangender Frühling. Es ist
fast unmöglich, nicht an etwas den weissen Winter-Bedeckungen unserer
Erde Analoges dabei zu denken. Jetzt hat diese Zone, so weit ich es
mit meinem öfüssigen Dollond beurtheilen kann, schon sehr an Licht
(32(1 Vermischtes in Briefen.
und Ausdehnung abgenommen. Schröter setzt seine lehrreichen Be-
obachtungen emsig fort und wird uns gewiss merkwürdige Resultate
darüber liefern.
Das grosse 27füssige Teleskop hatte kurz vor meiner Ankunft
abgenommen werden müssen, weil einige Balken des Maschinen werks
schadhaft geworden waren. Schröter hoifte, es im Anfang des Sep-
tember wieder aufstellen zu können, aber ich zweifle daran.
Während meines Aufenthalts in Lilienthal habe ich Harding als
Gehülfe beigestanden, die Lage des ^»2.«(7ar/i(s-Thurms in Bremen gegen
den Meridian der Lilienthaler Sternwarte zu bestimmen. Dadurch
wurden die vielen Triangel, die der Senator Gildemeister mit gewissen-
hafter Sorgfalt über das Gebiet unserer kleinen Republik und deren
Grenzen vermessen hat, orientirt. Diese Triangel geben das Netz zu
einer vortreölichen Karte, die der Bürgermeister Heineken, einer der
verdientesten Männer unseres Staates, wie ich hoffe, bald herausgeben,
und die gewiss vorzüglich und einzig in ihrer Art werden wird.
Die Bedeckung des Mars habe ich blos gesehen (ich hatte nicht
so viel Zeit gewinnen können, meine ühr zu berichtigen), in Lilienthal
ist sie aber sehr genau beobachtet worden. Weder hier noch in Lilien-
thal wurde Mars (jam bedeckt. Ich glaube eine solche partiale Be-
deckung eines Planeten ist sehr selten beobachtet worden.
Dass Hehschei. noch zwei ZJrantts-Trabanten, also in allem acht
entdeckt hat, glaube ich Ihnen und La Lande, denn wahrscheinlich
haben Sie sichere Nachrichten darüber. Sonst sollte mich folgende
Stelle, die ich eben in der englischen Zeitung (London Chronide 1798
N. 6149 Jul. 28 — 31) lese, und die ich Ihnen hier ganz abschreibe,
bald zweifelhaft machen. „Mr. Herschel has lately discorered four
additional satellites to the Uranus, or ÜKRSCBF.h-T'lanet, commonly known
hj the name of the Georgium sidus. Dr. Wik.-«, a celehrated German
astronomer, is of oimiion, thnt there are still two niore satellites belonging
to this planet, tmexplored, tvhich makes the numher amount to eight." —
Sollte auch wohl in England selbst Wurim's hypothetische Vermuthung
mit einer HERscHEi/schen Entdeckung verwechselt sein?
181. Hesse's Tod, Schröter's Beobachtungen des Mars n. Komet v. Dec. 1798. C21
181. Ans zwei Schreiben, Hesse's Tod, Sclu-öter's Beobach-
timgen des Mars und den Kometen Tom December 1798
betreffend.
[Allgemeine Geographische Ephemerideo. Bd. III Xo, 1. Jauuar 1790. S. 113—116]
Bremen, den 1. und 8. December 1798.
Gewiss theilen Sie meine Betrübniss mit mir, wenn ich Ihnen
melde, dass mein Freund Hesse') nicht mehr ist! Er starb 14 Tage
nach seiner Ankunft auf St. Thomas an einer der dort gewöhnlichen,
für Ankömmlinge so gefährlichen Krankheiten. Weder seine Vorsicht,
noch seine äusserst massige und ordentliche Lebensart hat ihn schützen
können. Nicht blos seine Freunde, sondern auch die Wissenschaften
verloren durch seinen Tod. Ich hatte mir noch viel für Sternkunde
und Geographie von ihm versprochen. Er war aus Halle gebürtig, war
dort im Waisenhause unterrichtet worden, und wählte den Kaufmanns-
stand, weil er dabei seine unwiderstehliche Neigung zu reisen am besten
befriedigen zu können glaubte. Er nahm seine Berufsgeschäfte mit der
pünktlichsten Sorgfalt wahr, aber alle seine Nebenstunden waren der
Physik, der Mathematik und besonders der Sternkunde gewidmet. Eine
Reise nach Westindien hatte für ihn in aller Absicht zu viel Eeiz, als
dass er dem Antrage dazu hätte widerstehen können. Er verdient ge-
wiss ein kleines Denkmal in Ihren Allgemeinen Geographischen Ephe-
meriden, für die er mir bei seiner Abreise so viel zu liefern versprach.
Der Oberamtmann Schröter berechnet jetzt aus seinen mühsamen
und sorgfältigen Beobachtungen die Lage der Mars-Äxe und des Äequa-
tcyrs dieses Planeten. Ich habe an Hofrath Kästner einen kleinen Auf-
satz -) überschickt, worin ich beweise, dass in der Kometen-xltmosphäre
gar kei7ie Strahlenbrechung Statt finde, oder dass die Materie, woraus
diese Atmosphären bestehen, gar keine Strahlen brechende Kraft habe.
Mir ist nicht bekannt, dass man diesen Satz, der doch eine leichte und
unleugbare Folgerung aus sehr oft vorkommenden Beobachtungen ist,
schon angegeben habe, und er scheint mir doch viel Licht über die
Natur dieser räthselhaften Weltkörper zu verbreiten.
Nur in Eile zeige ich Ihnen an, dass ich heute den 8. December
Abends gegen 6 Uhr einen kleinen Kometen im Cerherus, etwa unter
273° gerader Aufsteigung und 17° nördlicher Abweichung wahrgenommen
habe.'*) Dieser Komet hat über 4' im Durchmesser, ist ohne deutlichen
») Vgl. Abhandlung No. 179, S. 615. Sch.
-) Dieser Aufsatz ist unter No. 40, S. 287—288 gegeben. Sch.
'') Vgl. hierzu die Abhandlung No. 38, S. 281—286. Sch.
(322 Vermischtes in Briefen.
Kern und von äusserst verwaschenem, blassen and unbegrenzten Licht.
Er bewegt sich sehr sclinell, und seine gerade Aufsteigung hatte in
40 Zeitminuten um 17^' zugenommen und seine Abweichung um etwa
29' abgenommen. Indess ist dies nicht ganz zuverlässig, besonders was
die Abnahme der Abweichung betrifift, sonst würde daraus eine tägliche
Bewegung von 10^" in der geraden Aufsteigung und von mehr als 17"
in der Abweichung nach Osten und Süden folgen. Da er wahrschein-
lich seine Erdnähe schon passirt hat, so wird mau ihn wohl anderwärts
schon viel eher gesehen und besser beobachtet haben. Denn nun dürfte
er nicht lange mehr sichtbar sein.
Da dieser Komet bei seiner geschwinden Bewegung so klein und
schwach ist, da er so schnell nach Süden fortrückt, und da wir Mond-
schein zu erwarten haben, so darf ich schwerlich hoffen, so viel Be-
obachtungen von ihm zu erhaschen, als zur Bestimmung seiner Bahn nöthig
sind. Wahrscheinlich werde ich ihn bei der günstigsten Witterung nur
wenige Tage sehen, und bei schlechter vielleicht gar nicht wieder.
182. Aus mohrereu Briefeu, den Kouieteu voiu lieceuiber 1798
und trigouometrische Messuugeu im Bremer (iebiet betretfeud.
[Allgemeine Geographische Ephemeriden, Bd. m No. 3, Miirz 1799. .?. 309-317.]
Bremen, im December 1798 und Januar 1799.
Ich halte mich verpflichtet, Ihnen von dem kleinen Kometen, den
ich am 8. December im Cerberus aufgefunden hatte, und der jetzt für
mich schon wieder unsichtbar geworden ist, einige weitere Nachrichten
zu geben.^) Am 8. verglich ich den Kometen mit einem Stern, den ich
in keiner Conn. des tems finden kann. In Bode's grosser Karte steht
er unter 273" .HO' gerader Aufsteigung mit 17" 50' nördlicher Ab-
weichung verzeichnet. Der Unterschied der geraden Aufsteigung des
Kometen von diesem Stern betrug 1' 18" in Zeit, oder 19' 28" in
Bogen, und der Komet war 9' r)9" südlicher. Sie würden mich durch
eine baldige Mittheilung der Lage dieses Sterns sehr verpflichten, da
ich sonst meine Beobachtung von diesem Tage nicht reduciren kann.
Am 9. blieb das Wetter bis gegen 7 Uhr trübe, dann klärte es sich
auf, und ich fand den Kometen schon sehr niedrig im Westen, weit
von seiner vorigen Stelle gerückt, unter dem Adler in der Milchstrasse.
Va- wurde einmal mit /* Adle)- verglichen. Die Beobachtung schien gut.
' I Vgl. hierzu die Abhandlung No. 38, S. 281—286. Sch.
182. Komet vom December 1798 und trigononi. Messungen im Bremer Gebiet. 623
Am 10. war es sehr heiter, etwas Mondlicht. Der Komet stand
unter dem östlichen Arm des Äntinous und machte mit j; und d nach
Süden ein fast gleichschenkliges Dreieck. Er wurde einmal mit d und
zweimal mit No. 66 Äntinous, den Bode in seinen grossen Karten F nennt,
verglichen, und für den ich aus Flamsteed's Angaben berechnet habe:
Gerade Aufsteigung = 300 « 42' 49", Abweichung = 1» 35' 3" südlich.
Ganz unvermuthet fand ich die gerade Aufsteigung dieses Sterns
in der Conn. des tems, VIII. Armee, p. 301, für 1790 so angegeben:
300° 40' 3', jährliche Veränderung 46,51". Also würde die mittlere
gerade Aufsteigung für die Zeit der Beobachtung sein 300° 46' 59", da-
her 4' 10" von der FLAMSTEED'schen Angabe verschieden. Ich wunderte
mich nicht wenig hierüber. Denn dann stimmte die erste Beobachtung
dieses Tages durch ?? Anthious gar nicht mit den beiden übrigen. Allein
so fehlerhaft auch meine Kometen-Beobachtungen sein mögen, so liegt
doch diesmal der Fehler nicht so sehr in ihnen, als in jener geraden
Aufsteigung des Sterns, und Le FKANgAis hat ihn gewiss unrichtig
bestimmt. Ich habe ihn dreimal mit ß' Äntinous verglichen und finde
die gerade Aufsteigung nur etwas kleiner als Flamsteed, aber 4' kleiner
als die Conn. des tems. Ist dies ein Druckfehler, oder ist bei der
Eeduktion etwas versehen? oder ist gar der unrechte Stern im Mittags-
fernrohr beobachtet worden? Da dieser Stern mit zur Grundlage des
La LAXDE'schen Fixstern-Verzeichnisses dienen sollte, so halte ich die
Anzeige dieses Fehlers mit mehrerer Rücksicht für wichtig. Vielleicht
können Sie mir von No. 66 Antinoiis eine genauere Ortsbestimmung mit-
theilen, als die FLAMSTEED'sche ist.
Am 11. war sehr heiteres Wetter. Der Komet war des stärkeren
Mondlichtes unerachtet noch gut zu sehen. Er stand nordöstlich über
No. 66 Steinhock. Die Beobachtung war nicht wenig schwierig, denn
es fand sich kein kenntlicher Stern auf dem Parallel des Kometen. Ich
sah mich genöthigt, ihn mit zwei teleskopischen Sternen, nicht gerade
den hellsten, die auf seinem Parallel vorkamen, aber solchen, die ich
am gewissesten aus der mehr auffallenden Konfiguration mit anderen
Sternen wieder erkennen konnte, zu vergleichen, und den Ort dieser
Sterne durch ,u Wassermann zu bestimmen, dessen Lage aus Ihrem
Zodiakal- Verzeichnisse genommen worden. Die Beobachtungen schienen
dem ungeachtet gut.
Am 12. und 13. habe ich den Kometen noch gesehen; aber am 12.
wegen Wolken, und am 13. wegen seiner niedrigen Lage an meinem
nicht sehr freien Horizont nicht mehr beo.bachten können. Am 12. war
er nahe bei No. 8 im Steinbock, und hatte 311f ° gerade Aufsteigung
und 13f ° südliche Abweichung um 6" 40' wahre Zeit. Hier sind nun
g24 Vermischtes iu Briefen.
alle meine Beobachtungen, die ich über diesen Kometen habe anstellen
können. Allein Sie werden aus den Unterschieden finden, dass sie nicht
sehr genau sind. Die Gestalt des Kometen erschwerte die Beobach-
tungen zu sehr, und ich bin selbst bei denen, die ich als gut (verhält-
nissmässig nämlich) angebe, für 2' oder 3' nicht ganz sicher. Ein
unbegrenzter schwacher Nebel von 4' bis 5' im Durchmesser lässt sich
nicht genau beobachten, weil mau die Mitte nur immer beiläufig scliätzeu
muss, und noch ist mir kein Komet von so verwaschenem konfusen Lichte
vorgekommen. Die gerade Aufsteigung des Kometen z. H. am 8. December
war sehr zweifelhaft. Von den drei Beobachtungen am 10. December
muss ich bemerken, dass ich, ob sie gleich unter sich gut zu stimmen
scheinen, doch der ersten nicht recht traue. Der Eintritt des Kometen
in das Fernrohr, weil ich ihn sehr schief eintreten lassen musste, um
auch Äntinous darin erwarten zu können, blieb zweifelhaft auf etwa (5",
und so könnte die gerade Aufsteigung wohl eigentlich etwas grösser
sein. Lieb wäre es mir, wenn Sie diese Beobachtungen noch nicht
bekannt machten, bis Sie mir die genauere Angabe für No. 6(i Antinoni^,
und für den Stern, mit welchem ich den Kometen am 8. December ver-
glichen habe, geschickt haben, und ich alsdann meine Reduktion noch-
mals nachrechnen könnte. Bei der starken Bewegung des Kometen in
gerader Aufsteigung und Abweichung musste bei der Reduktion auf
diese Bewegung Rücksicht genommen werden, wozu ich die Formeln
in meiner schon längst versprochenen Abhandlung über das Kreis-
mikrometer angegeben habe.
Damit Sie nur ungefähr das Ansehen dieses so misslich zu I)e-
obachtenden Kometen beurtheilen können, schreibe ich Folgendes aus
einem Briefe des Oberamtmanns ScHmiTKK ab. „Ich erhielt Ihren Brief
vorgestern, den 10. December zwischen ü und 7 Uhr, und fand den
Kometen sofort in der ersten Minute bei d Äntinous. Ich beobachtete
mit dem 13füssigen, Hawimnh mit dem 7 füssigen Reflektor. Sein Licht
ist äusserst zerstreut und abfallend." Heide ohne alle MitUieihuig, fanden
etwas westlich von der Mitte ein gedrängteres, helleres Licht, durch welches
intermittend ein noch hellerer, aber sehr feiner, nur etwa 2" grosser
Stern durchblickte, den wir anfänglich für einen kleinen Fixstern hielten.
An seiner westlichen Grenze erschien mitten das Licht etwas getrennt,
und ein einer Spur von einem Schweife ähnlicher Sprossen hatte seine
Richtung nach Südosten. Von diesem Kerne zeigte mein Sfüssiger
Düllond nichts, und ich musste den Mittelpunkt dieses Kometen von
so nnregelmässiger und unbegrenzter Figur blos schätzen.
So eben sehe ich n)it Vergnügen aus dem Journal de Paris; dass
Bor \ ARD diesen Kometen am 0. December entdeckt hat. ^\■erden Sie
mir nicht zu seiner Zeit die Pariser Beobachtungen verschallen können,
182. Komet vom December 1798 und trigonom. Messungen im Bremer Gebiet. (325
WO man deu Kometen bei freierem Horizont und südlicherer Lage wahr-
scheinlich auch länger wird haben verfolgen können? Ich werde erst
Nachricht abwarten, ob man ihn nicht anderwärts vielleicht noch früher
gesehen hat, ehe ich die Berechnung seiner Bahn unternehme; weil sich
der Komet in der kurzen Zeit, da ich ihn beobachtet habe, fast 33" in
gerader Aufsteigung und über 20" in der Abweichung bewegt hat, so
hoffe ich doch allenfalls auch blos aus meinen Beobachtungen die Bahn
einigermaassen bestimmen zu können.
Sobald ich Ihren Brief vom 30. December vorigen Jahres erhalten
hatte, worin Sie mir die Pariser Beobachtungen des kleinen Kometen
und die D'AcjELET'sche Bestimmung des Sterns No. 66 Antinous mit-
theilten, so unternahm ich die Berechnung der Bahn dieses Kometen.
Ich wählte dazu: 1. Bouvaed's Beobachtung vom 6. December; 2. das
Mittel aus den drei Beobachtungen des 9., nämlich der von Messiee,
BoxjVÄED und mir; 3. das Mittel aus meinen beiden Beobachtungen
des 11. (Da diese beiden so gut unter sich übereinstimmen, glaubte
ich sie der MEssiER'schen, die nicht ganz mit ihnen übereinkommt, vor-
ziehen zu dürfen.) Damit fand sich also, die Schiefe der Ekliptik zu
23" 28' 9" angenommen:
1798
Mittlere
Pariser Zeit
Gerade
Aufsteigung
Abweichung
Länge
Breite
Länge der Sonne
Logar. Ab-
stand der
Sonne
lec. 6.
9.
11.
1711 .53' ,54"
eh 20' 33"
5ii 52' 5"
2480 17' 23"
287» 4' 57"
305 ».34' 5"
31» 44' 44" N
6» 45' 48" N
8» 52' 27" S
72 28» 35' 27"
9^ 19» 30' 5"
lOz 5« 44' 21"
52 ».52' 14" 8^ 15» 27' 37'
29» 4' 51"
10» 17' 11"
8^ 18» 1' 19"
9,993 280
9,993 156
8^ 20» 1' 22" 19,993 057
Die Bestimmung der Bahn nach meiner Methode war sehr leicht,
und hat mir kaum zwei Stunden Zeit gekostet. Es fand sich log M
= 0,333 757 und damit die drei Gleichungen:
r'- = 0,969 527 — 1,884 55 q' + 2,744 58 q'-
r""- = 0,968 532 — 2,963 67 q' + 4,803 83 q-
ir- = 0,906 140 — 0,302 12 q' -j- 4,839 55 q'^:
Nach sehr wenigen Versuchen erhielt ich q' = 0,080 824, r' =
0,913 860, ;■'"= 0,871 996 und log e"'= 9,241 261 und damit folgende
Elemente:
Zeit der Sonnennähe 1798 Dec. 31. 22'' 5' 15" mittl. Par. Zeit
Länge des fö = 8^ 9" 30' 2"
Neigung der Bahn . . . = 42" 14' 52"
Länge der Sonnennähe . = 1^ 3" 35' 5"
Log. des Distanzperihels . = 9,889 186
Log. der tägl. Bewegung == 0,126 349
Bewegung rückläufig.
Olbers I
40
(526 Vermischtes in Briefen.
Da die ganze Zwischenzeit nur 44- Tag beträgt, so bedurfte diese
Bestimmung keiner Verbesserung; denn die Voraussetzung, dass die
Chorden im Verliältniss der Zwischenzeiten geschnitten werden, konnte
für so kleine Zwischenzeiten durchaus nicht merklicli von der Wahr-
heit abweichen. Dies bestätigte sich nun auch, wie icli au.*; diesen
Elementen die Längen und Breiten für die drei zum Grunde der Rech-
nung gelegten Beobachtungen vom 10. December beifüge, wo ich im
Mittel aus meinen drei Bestimmungen dieses Tages erhielt.
1798 . MitU. Par. Zeit Gerade Auföteig. ) Abweichung | Länge | Breite
Dec. 10. , 5i> li)' 39" , 297» 23' 50" { 1» 58' 5<.i" S 9^ 29» 3' 27" | 18» 4(1' 17"
(Ich habe die FLAMSTKEo'sche gerade Aufsteigung von No. 66 Adler
beibehalten, die ich aus den Längen und Breiten berechnet hatte, aber
D'Aüelet's Abweichung gebraucht.) Diese Vergleichung fiel nun so aus:
17!f> Herecbnete Länge i Berechnete Breite Fehler der Länge Fehler der Helle
Dec. ö.
9.
10.
7^ 28» 85' 49"
9>; 19» 29' 55"
9^ 29» 3' 39"
11. 1 lO'^ 5» 44' 23"
4- 0' 22" — 0' 9"
— 0' 10" I — 0' 11"
+ 0' 12" — 1' 25"
52» 52' 5"
29» 4' 40"
18» 44' 52"
10» 17' 15" ; -(- 0' 2" , + 0' 4"
Diese Uebereinstimmung lässt sich nicht besser wünschen, besonders
wenn man bedenkt, dass auf Aberration und Parallaxe (meine Beobach-
tungen habe ich alle durch Aherrafio» und Nutation gehörig auf scliein-
bare gerade Aufsteigung und Abweichung gebracht) noch keine Rück-
sicht genommen ist, die sich nun erst nach bekannter Bahn bestimmen
lassen. Zwar muss die Aberration des Kometen bei seiner so schnellen
Bewegung ziemlich merklich, aber auch für alle vier Beobachtungen
ziemlich gleich sein, weil sich weder sein Abstand, noch seine schein-
bare Geschwindigkeit sehr beträchtlich änderten. Es scheint mir wirk-
lich nicht der Mühe werth zu sein, die Parallare und Aberration um-
ständlich zu bereciinen und dann aus den durch sie verbesserten Be-
obachtungen die Bahn von neuem zu bestimmen; sondern ich halte
obige Elemente für hinreichend genan.
Mit diesen Elementen müsste nun auch die Beobachtung vom
7. December übereinstimmen, wenn diese Beobachtung gut wäre; allein
das tlmt sie durchaus nicht, und also steckt irgendwo ein Fehler. Es
muss (wenn ich mich nicht etwa verrechnet habe) BorvARn und Messiee
am 7. December etwa eine Sternverwecliselung begegnet sein. Ich finde,
indem ich das Mittel aus beiden nehme, den 7. Deceml)er
G» 18' 51" Gerade Aufsteig. = 25G» 59' 6" Abweich. = 27« 39' 5:." N.
und hieraus
Länge =8'^ 11" 4.V 30" Breite =50» 18' 28"
18-2. Komet vom Deceinber 1798 und trigonom. Messuugen im Bremer Gebiet. 627
Meine Elemente aber geben
Fehler
Länge Breite der Länge der Breite
8^ 11« 41' 7" 49" 40' 21" —4' 23" —38' 7"
Dies wird Dr. Bueckhaedt am besten aufklären können. Sollten
etwa beide Herren den Kometen mit einerlei Stern verglichen haben, und
die Abweichung dieses Sterns in den Verzeichnissen durch ein Versehen,
Druck- oder Schreibfehler 40' zu gross sein?
Hier sind meine Beobachtungen, die erste ausgenommen, redncirt
und durch Aherration und Nutat'wn verbessert.
Scheinbare gerade
1798
Mittl. Par. Zeit
Aufsteigung
Scheinbai
e Abweichung
Dec. 9.
& 29' 33"
287« 11' 29"
6" 40'
34" nördl.
„ 10.
5^ 3' 16"
297° 18' 19"
1" 54'
16" siidl.
„ 10.
5"^ 18' 58"
297" 23' 20"
1" 58'
29" ..
.. 10.
S" 36' 42"
297" 29' 21"
2" 4'
13" „
„ 11.
5" 7' 59"
305" 27' 0"
8" 47'
Ol"
„ 11.
5''56' 10"
305" 41' 10"
8" 57'
32" „
Da des Bürgermeisters Heineken Karte von dem Gebiet der .Reichs-
stadt Bremen jetzt bis auf das Stechen fertig, und eine gehörige An-
zahl von Subskribenten beisammen ist, so wird der Stich derselben so-
gleich von Tischbein angefangen werden. Meinem Urtheile nach ist
diese Karte ganz vortrefflich. Der Preis von einem Dukaten ist gar
nicht hoch; denn ich versichere Sie, dass dabei gar nicht auf irgend ein
Honorar für die viele Mühe und Arbeit, welche die Verfertigung und
Zeichnung dieser Karte erfordert hat, sondern blos auf den Ersatz
dessen, was der Stich, der Abdruck, die Illumination und das Papier
kosten wird, gedacht worden ist. Eine so detaillirte, beinahe ökono-
mische Karte eines kleinen Staats kann wohl auswärts niclit viel Interesse
haben. Inzwischen ist es dennoch ein nicht unbedeutender Beitrag zur
besseren Geographie.
Ich habe jetzt das Vergnügen, mit dem würdigen Obersten von
Lecoq in Preussisch-Minden in Briefwechsel zu stehen, der seine Triangel
mit den unsrigen, und also auch dadurch mit den Oldenburgischen zu
verbinden wünscht. Wir überlegen jetzt, wie dies am besten geschehen
kann, worüber sich Lecoq und der Senator Gildemeistee vereinigen
werden. Im Frühjahr soll diese Verbindung gewiss zu Stande kommen.
40"
ß28 Vermischtes in Briefen.
183. Auszug aus eiuem Scliieibeu, deu Kometeu vom Decemher
1798 l)eü-effcii(l.
[Allgemeine Geographische EpUemeriden, Bd. TU No. 5. Mai 1790. S. 5.S7— 541.]
Bremen, deu 3. April 1799.
Ich muss Sie und die Herren Btjbckhaedt, Messiek und Bouväbd
recht sehr um Verzeihung bitten, dass ich gegen die Beobachtung des
Kometen vom 7. December 1798 einen Zweifel geäussert, und dadurch
Ihnen allen Mühe gemacht habe. Mein Schluss war an sich ganz richtig;
mit Elementen einer Bahn, die vier guten Beobachtungen genug thut,
muss auch eine fünfte, die zwischen ihnen liegt, übereinkommen, oder
es steckt in der Beobachtung ein Fehler. Nun fand ich bei Berechnung
des Orts des Kometen aus meinen Elementen für den 7. December einen
grossen Unterschied mit der Berechnung. Ich sah meine Berechnung
soi-gfaltig durch und konnte keinen Fehler darin finden (der aber doch
wirklich da war). Deswegen kam ich auf die Vermuthung, es möchte
vielleicht die Deklination des an diesem Tage mit dem Kometen ver-
glichenen Sterns fehlerhaft in den Stern-Verzeichnissen stehen. Denn
in der Beobachtung des (5. Decembers konnte dieser Feliler nicht stecken,
weil diese mit drei anderen Beobachtungen harmonirte. Sobald ich aus
BrucKHAKin's Briefe sah. dass /< Herkulis an diesem Tage verglichen
worden sei, fiel meine Vermuthung ganz weg, da dies ein zu bekannter
Stern ist. Und so sah ich denn wohl, dass ich mich notlivvendig ver-
rechnet haben müsse. Ich nahm die Rechnung von neuem vor, und
fand endlich zu meinem Vergnügen, dass eine (J statt einer 7 in einem
der Logarithmen den Irrthum veranlasste, und dass nun die Beobachtung
des 7. December auch vortretf lieh mit meinen Elementen stimmt. Ich
lege das Blatt, auf dem ich die Rechnung geführt habe, bei. und Sie
werden daraus sehen, dass für den 7. December G'' 18' .M" war:
Beobachtete Länge = 8'- 11" 45' 30" Beobachtete Breite = Sü" 18' 28"
Berechnete Länge = 8' 11° 45' 20" Berechnete Breite = 50" 19' 18"
Fehler der Länge = — 0' 10" Fehler der Breite = -f 0' 50"
Also stimmen alle Beobachtungen mit meinen Elementen, die ich
ohne alle fernere Korrektion gleich aus der ersten Rechnung nadi
meiner Methode abgeleitet hatte, ungemein gut überein. Dies ist, dünkt
mich, ein sehr überzeugender Beweis für die Güte meiner Methode,
und auch für die hinreichende Genauigkeit meiner Elemente, /u
richtigerer Probe habe ich aucli (auf der anderen Seite des beigelegten
Blattes) die heliocentrische Länge für die von Buuckhaudt berechnete
184. Aus einem Scilreiben, den Kometen von 1780 und anderes betreffend. 629
Zeit der Konjunktion des Kometen mit der Sonne gesucht, und für den
7. December 10'' 44' 35" gefunden:
Heliocentrische Länge des Kometen = 2^ 16** 9' 42"
Länge der Erde = 2^ 16*> 10' 6"
Unterschied = 24"
Büeckhajjdt's Elemente geben 1' 18" (Allgemeine Geographische
Ephemeriden, Bd. III, April-Stück, S. 399). Es scheint also fast, dass
meine Elemente mit allen Beobachtungen besser stimmen, als die von
BuKCKHAEDT nach La Place's Methode berechneten.
In der Fhysique du Monde par Mabivetz et Goüssiee, Tome II,
pag. 194 finde ich: Montaigne habe einen Stern des Krebses durch den
Körper eines Kometen gesehen. Ihnen ist wohl nicht ungefähr bekannt,
wo sich diese für mich wichtige Beobachtung findet? Von Beyant's
Beobachtung ist wohl weiter kein Detail zu erfahren, da leider der
von allen so sehr verehrte Graf von Beühl wieder krank ist.
184. Aus eüiein Sclireibeii, den Kometeii you 1780 luid auderes
beti'effeiid.
[Allgemeine Geographische Ephemeriden. Bd. IV Nu. 1, Julius 170!). S. -19 — 50.]
Bremen, den 30. Mai 1799.
Die MoNTAiGNE'schen Kometen-Beobachtungen von 1780 geben für
diesen eine ganz andere Bahn, als Boscovich gefunden hatte. Folgende
Elemente : ')
Zeit der Sonnennähe 1780 Nov. 28. 20'' 26' mittl. Par. Zeit
Länge des ft = 4^ 21" 1'
Neigung der Bahn . . . = 72" 3i-'
Länge der Sonnennähe . . = 8^ 6" 52'
Log. der Perihel-Distanz . = 9,712 041
Bewegung rückläufig
thun drei Breiten und zwei Längen in den drei Beobachtungen dieses
Kometen völlig genug und geben bei der mittleren Länge 12' Fehler.
Diese Uebereinstimmung ist für solche Beobachtungen gross genug. Es
hat keinen Zweifel, dass Montaigne (Pingkk und Dr Srioüe schreiben
Montagne) diesen Kometen wirklich beobachtet habe, da ich denselben
selbst auch am 18. Oktober 1780 in Göttingen gesehen habe. Hier ist
') Vgl. Abhandlung No. 29 S. 2:39—246. Sch.
ß30 Vennischtes in Briefen. .
diese Beobachtung, wie ich sie nachher niederschrieb, und noch unter
meinen Papieren verwahre. „Am 18. Oktober Abends um TJ^Uhr ent-
deckte ich zuföllig in Südwest, mit einem Fernrohr von 14^ Fuss einen
Nebelstern, der mit einem Stern 5. Grösse und einem kleineren fast in
gerader Linie stand, nach folgender Figur
Ost * * o West
a b c
Die Linie hc war reichlich ■§■ der Linie ha, und die verlängerte
Linie ha ging etwas nördlich über c hin, so dass sie den Rand, nicht
den Mittelpunkt des Nebels traf. Näherstehende Häuser entzogen mir
ihn bald aus dem Gesicht, und ich war nicht im Stande, den Stern b
zu erkennen. Indessen schätzte ich beiläufig durch die Lage gegen
andere Sterne die Länge auf 9^ 0", die Breite auf 15" nördlich. Ein
Fernrohr von sechs Fuss zeigte mir nichts mehr, als das kleinere, einen
blassen, unansehnlichen, runden Nebelfleck."' Unglücklicher Weise musste
ich am folgenden Tage in Geschäften verreisen, und so konnte ich meine
Beobachtung nicht fortsetzen. Nachher erfulir icli, dass Montakink
eben am 18. Oktober einen Kometen nahe westwärts von t S&rpentarii
entdeckt habe. Ich suchte t Serpentarii auf und fand, dass es der
Stern h war, bei dem ich den kometenähnlichen Nebelfieck gesehen
hatte. Den Stern a hat La Lande nachmals bestimmt, und er findet
sich in der Conn. des tems für 1790 gerade Aufsteigung = 268" 40' 1",
Abweichung = 8" 19' 30".
Von dem zweiten Bande von Hevel's Machina coelestis findet sich
auch in Bremen ein Exemplar in der Bibliothek des seligen Bürgermeisters
vox Eelking, die jetzt der Syndikus Baron von Eelkinc besitzt. Diese
Bibliothek enthält überhaupt viele seltene und schätzbare mathematische
und astronomische Werke.
185. Aus melirereii Brieten, die aiizieliendc Kraft der Welt-
köiper, Aberration der Nebelsterne, den Kometen vom August
1799 betreffend.
(Allgemeine Geofn^phisclie Eplieineridcn, Bd. IV No. 3. .«eplembor 17!)«, S. 268—278.]
Rehhurg, den Ki. .luli und
Bremen, den 9. und '11. August
und 18. September J799.
Seit etwa acht Tagen bin ich hier in liehhurg, einem Bade -Orte,
etwa drei Meilen von Harnuwer, wo ich durch laue Bäder und Driburger
185. Auzieht-ntle Kraft der Weltkürper, Komet vom Aug-iist 1799. G31
Wasser meine zerrüttete Gesundheit wieder zu stärken suche. — Hier
erfährt man, bei dem auf diesem Orte sehr unordentlichen Postenlaufe
aus der literarischen Welt nichts, und so werde ich das Julius-Stück der
Allgemeinen Geographischen Ephemeriden noch lange nicht zu Gesichte
bekommen. Vielleicht haben Sie darin schon Hofrath Kästners Auf-
satz weg'en der allgemeinen Einführung der mittleren Zeit mitgetheilt.
Da ich indessen hier Zeit und Müsse habe, so erlaube ich mir einen
kleinen Aufsatz über diesen Gegenstand beizufügen, dem Sie vielleicht
das Unordentliche und Rhapsodische einer Brunnen -Arbeit ansehen
werden.
Ich bin schon seit dem 29. Julius wieder in Bremen, und habe das
Julius-Stück der Allgemeinen Geograpltisclien Ephemeriden endlich er-
halten. La Place's Abhandlung hätte wohl eine etwas andere Aufschrift
haben müssen, so wie Sie gleich auf der ersten Seite in der Anmerkung
den Inhalt richtig angeben. Die anziehende Kraft eines Weltkörpers kann
nie so gross sein, dass das Licht davon nicht ausströmen könne; aber
sie kann so gross sein, dass das Licht nicht bis zu einer gegebenen
Entfernung von diesem Körper gelangen kann. Indessen hat dieser
kleine Aufsatz einige ehemalige Ideen und Wünsche wieder bei mir
erneuert. Sollten nämlich einige noch sichtbare Himmelskörper eine so
grosse Masse haben, dass ihre Anziehung die Geschwindigkeit des von
ihnen zu uns kommenden Lichtes merklich verminderte, so müsste dies
in ihrer vergrösserten Aberration sehr leicht zu beobachten sein. Denn
die Aberration wird sich verkehrt, wie die Geschwindigkeit des Lichtes
verhalten. Da nun solche Körper auch von blassem und schwachem
Licht erscheinen müssen (denn der Eindruck auf unsere Netzhaut wird
sich bei einer gleichen Menge von Strahlen wahrscheinlich wie das
Quadrat der Geschwindigkeiten der Lichttheilchen verhalten), so wären
die von Heeschel sogenannten planetarischen Nebelflecke Gegenstände,
die in Ansehung ihrer Aberration eine genauere Beobachtung verdienten,
und vielleicht merkwürdige Resultate versprächen. Der sehr schöne
Lichtball bei )■ im Wassermann könnte noch fast fünf Monate hindurch
am Passage-Instrument beobachtet werden, wenn Sie den Unterschied
seiner Rektascension von einem benachbarten Stern nehmen, und von
Zeit zu Zeit nachsehen wollten, ob sich dieser Unterschied in den fünf
Monaten merklich änderte. Icli setze voraus, dass Sie diesen Unter-
schied bei dem Durchgange durch die fünf Fäden bis auf ^i,, oder -^j,
Zeitsekunden im Mittel genau finden können. Denn dieser Lichtball
bei V c:: ist ziemlich begrenzt und, wie es mir scheint, aucli hell genug, um
eine Erleuchtung zu vertragen, die die Fäden des Passage-Instrumentes
deutlich sichtbar macht. Herschel hat schon den Abstand von einem
(332 Vermischtes in Briefen.
kleinen Fixstern oft verschieden gefunden von 6' 55" bis 7' 23". Dass
man Aielleiclit etwas finden werde, möclite ich fast aus den Beobach-
tungen schliessen, die Oberanituiann Schrötek über den Nebelsteru im
Orion und über den Nebelring in der Leyer angestellt hat. Schröter
bemerkte, dass zuweilen Sterne noch innerhalb, zuweilen ausserhalb des
Nebels im Orion standen, und vermuthete deswegen Veränderungen des
Nebelsternes. Aber wie, wenn der Nebelstern nur eine andere und
stärkere Aberration hätte, als die vor ihm stehenden Fixsterne? So
sind auch, so A'iel ich mich erinnere, die Beobachtungen über den Nebel-
ring durch eine solche grössere Aberration desselben mehrentheils
erklärbar.
Ich habe das Vergnügen, Ihnen anzuzeigen, dass ich gestern Abend
(26. August) den von Mechain zu Paris unter dem Luchs entdeckten
Kometen') über dem Stern g im grossen Bären im 134." gerader Auf-
steigung und 50" nördlicher Abweichung gefunden habe; er scheint sich
seit Mechain's Entdeckung der Erde genähert zu haben. — Den Kometen
observiren wir, Senator Gildemeister und ich, fleissig, anfangs aus
seinem Hause, jetzt aus meiner Wohnung. Gestern (den 17. September)
verglichen wir ihn drei Mal mit dem Stern des Bootes, den Bode in
seinen Karten n nennt, und zugleich ein Mal mit fi des Bootes. Ueber
die Lage dieses Sterns n bin ich etwas zweifelhaft. Er ist gewiss
6. Grösse, heller als der, der ihm nördlich vorgeht, und bei La Lande
finde ich nur einen Stern 7. Grösse angegeben: 1790 gerade Aufsteigung =
220" o7' 51", jährliche Veränderung = 35,7". nördliche Abweichung =
38" 15' 12", jährliche Veränderung = — 15,2". Unsere freilich nur ein
Mal angestellte Beobachtung gab seinen Unterschied von /< in der Rektas-
cension == 34' 13,5" in mittlerer Sonnenzelt voigehend; es könnte indess
sein, dass das Fernrohr durch einen Zufall ein wenig verrückt worden
wäre, welches auch nicht gut zutrifft. Vielleicht wissen Sie etwas
besseres von diesem Stern. Dr. Bukckhardt's Elemente stimmen gar
nicht mehr. Ich fange die Berechnung an, sobald ich nur etwas Zeit
gewinne. Ich bin ausserordentlich überhäuft. Ihre Beobachtungen, die
besten, die sich bei einem Kometen anstellen lassen, werde ich dabei
als fixe Punkte zum (irunde legen. — Die Atmosphäre des Kometen
ist Aufheiterungen und Verdickungen unterworfen. Am 6. September
war der Kern am deutlich.sten, völlig rund und gut begrenzt. Schhuter
hat den Kometen mit dem 27füssigen Teleskop mit ixomaliger Ver-
grösserung beobachtet. Der Kern des Kometen erschien ihm sehr gut
begrenzt und glänzend, wie ein kleiner Jupiter durch Dünste gesehen.
Den Durchmesser fand er = 4,32". Die Atmosphäre lirauchto in diesem
V^l. Ahhaniliimg Xo. 41, S. 290—293. Sch.
186. Ans mehreren Briefen, deu Kometen von 1799 betreffend. 633
Teleskope 66 Zeitsekunden, um völlig einzutreten, im 13fiissigen nur 52"
und in meinem ofüssigen Dollond gar nur 34". So unterscheidet man die
Atmosphäre dieses Kometen immer grösser, je lichtvoller das Instrument
ist. Der Schweif des Kometen ist sehr schwach. Am 8. September
nach Untergang des ]\Iondes konnte ich in meinem schönen Kometen-
sucher eine Spur davon bis auf 4" wahrnehmen. Meine sämmtlichen
Beobachtungen und Berechnungen werde ich Ihnen zu seiner Zeit ein-
schicken.
Die Verbindung unserer Triangel mit denen des Obersten vox Lecoq
ist über Nienburg glücklich zu Stande gekommen. Der Oberst befindet
sich jetzt in Wesel. Nächstens melde ich Ihnen etwas ausführliches
über unsere Polhöhe, die Senator Gildejieisteb mit meinem Sextanten
von neuem bestimmt hat. Glldemeistee observirt mit einer ausser-
ordentlichen Geschicklichkeit und Sorgfalt. Es scheint, dass ich die
Polhöhe meiner Wohnung, die ich 53" 4' 45" gefunden hatte, auf 53"*
4' 38" werde herabsetzen müssen.
186. Aus melireren Briefen, den Kometen you 1799 Iteü'effend.
[Allgemeine Geographische Epheraeriilen, Bd. IV Xo. 4, Oktober 1799, S. 349—352.]
Bremen, den 26. und 28. September
und 8. Oktober 1799.
Da die Elemente des Dr. Bukckhaedt (wobei wahrscheinlich ein
Rechnungsfehler vorgefallen ist) gar nicht mehr mit dem Laufe des
Kometen übereinstimmen, so glaube ich, wird es Ihnen angenehm sein,
wenn ich Ihnen vorläufig folgende unkorrigirte Bestimmungsstücke der
Bahn dieses Kometen mittheile, die wenigstens hinreichend sein werden,
seine scheinbare Bewegung im voraus zu beurtheilen, wenngleich noch
Fehler, vielleicht von einem halben Grade dabei vorfallen können.
Zeit der Sonnennähe 1799 Sept. 7. um 14'' 2' mittl. Paris. Zeit.
Länge des ft = 3^ 9^ 26'
Neigung der Bahn = 51" 11'
Länge der Sonnennähe = O'' 3° 4'
Log. des Abstandes der Sonnennähe = 9,924 80.
Bewegung rückläufig.
Ich bin jetzt beschäftigt, diese Elemente zu korrigiren, womit es
aber langsam hergeht, weil ich sehr wenig Müsse habe und die etwa
I
ß3^ Vermischtes in Briefen.
noch freien Abendstunden mit dem Senator Gildemeister zur Beobach-
tung des Kometen anwende.
Eher als ich vermuthete, habe ich das Vergnügen, Ihnen hier die
verbesserten Elemente unseres Kometen zu schicken, zu deren Berech-
nung mir der heutige stürmische und dunkle Abend Müsse gab. Ich
habe die Hauptmomente des Kalküls beigefügt, damit Sie theils beurthei-
len können, wie viel man sich auf diese Elemente zu verlassen hat;
theils aber auch, wenn es Ihnen etwa gefällig sein sollte, die drei Hypo-
thesen noch selbst mit einer entfernteren, spät im September oder
Oktober angestellten Beobachtung zu vergleichen. Mit den drei Hypo-
thesen bin ich noch nicht völlig zufrieden. Indessen werden meine
Elemente docli schon ziemlich genau sein. Sie halten fiist das Mittel
zwischen Dr. Bijkckhaedt's und Mechaix's Bestimmungen, und thun
Ihrer Beobachtung vom 8. September bis auf eine Kleinigkeit ein
Genüge, eben wie der MESsiEK'schen vom 10. August. Für die am
23. August werden sie die Länge scharf genug darstellen, in der Breite
aber etwa 1' 15" oder 1' 2U" fehlen.
Aus Ihrer Anzeige der fehlerhaften Beobachtung, die Dr. Burck-
HARDT seiner Rechnung zum Grunde gelegt hatte, erklärt sich nun
freilicli alles. Da der Unterschied der Längen ^V kleiner oder grösser
dadurch wurde, so musste die kurtirte Distanz iu der ersten Beobach-
tung fast um -1^5- fehleihaft gefunden werden. Nun war diese kurtirte
Distanz sehr gross, etwa 1,56; also wurde der Komet dadurch um mehr
als -^fj des Halbmessers der Erdbahn falsch von der Erde entfernt, und
so ist der grosse Irrthum in den ersten Elementen des Dr. Burckhardt
leicht begreiflich.
Gildemeister ist mit der Reduktion aller Beobachtungen des Ko-
meten, die er übernommen und auch mehrentheils in meinem Beisein
selbst angestellt hat, noch nicht fertig. Er ist ganz zum astronomischen
Beobachter geboren, und hat sich so geschwind in der Methode, am
Kreis-Mikrometer zu beobachten, geübt, hat ein so scharfes und genaues
Auge, dass ich mich wirklich auf seine Beobachtungen mehr verlasse,
als auf meine eigenen.
Ich sehe keine Hoffnung vor mir, den Kometen mit irgend einem
Erfolge in einer Ellipse berechnen zu können, da er, wenn wir ihn auch
ziemlich bis gegen die Mitte des Oktobers beobachten werden, doch auf
beiden Seiten vom Perihelium nur etwa 17" oder 49", also im Ganzen
nicht 100" beschrieben haben wird, und an beiden Seiten von seinem
Parameter noch weit entfernt bleibt. Die durch die Beobachtungen
vom 10. und 23. August und 8. September verbesserten parabolischen
Elemente der Bahn sind inde.sseu folgeiule:
186. . Aus mehreren Briefen, den Kometen von 1799 betreffend. 635
Zeit der Sonnennähe 1799, Sept. 7 um S"" 35' 10" mittl. Paris. Zeit.
Länge des Knoten = 3^ 9° 21' 11"
Neigung der Bahn = 51" 1' 29"
Länge der Sonnennähe = 0^ 3° 38' 9"
Log. des AbStandes der Sonnennähe = 9,924472
Bewegung rückläufig.
Die Beobachtungen des Oberamtmanns Scheötei; von diesem Ko-
meten mit dem 27füssigen Teleskop scheinen sehr interessant zu werden.
Er findet eine Abnahme und Zunahme der scheinbaren Grösse des Kerns,
die nicht von der Entfernung des Kometen von der Erde abzuhängen
scheint.
Die verbesserten Elemente des Kometen, die ich Ihnen zu über-
schicken die Ehre hatte, weichen gegen das Ende, oder schon gegen
die Mitte des Septembers und den Anfang des Oktobers etwas mehr
von der Wahrheit ab, geben dann durchaus die Länge zu klein und die
Breite zu gross. (So weit ich es nämlich versucht habe, welches nur
mit wenigen Beobachtungen geschehen ist.) Hier sind einige dieser
Vergleichungen. Man muss die P^ehler zu den bei'echneten Orten mit
ihren Zeichen addiren, um die beobachteten zu haben.
1709
Mittl, Pariser Zeit
Berechnete Länge
Berechuete Breite
Unterschied von
in Länge
der Beobachtung
in Breite
Aug. 6.
14h .59' 14"
3^ 18» 54' 20"
20» 13' 40"
-f 0' 53"
+ 0' 3"
„ 1.5.
911 13' ,5.5"
8^ 18» 26' 48"
26» 10' 29"
-}- 1' 22"
— 0' 21"
„ 19.
Sh 43' 49"
4^ 30 41' 0"
40» 31' 1"
-f 0' 20"
— r 29"
Sept. 8.
1211 48' 54"
5^ 40 53' 33"
52» 57' 54"
- 1' 26"
- 0' 6"
„ 21.
8ii 27' 2"
7= 6« 42' 33"
45» 52' 46"
+ 5' 7"
- 2' 42"
Okt. 4.
71^ 37' 24"
8^ 1° 55' 55"
26» 20' 46"
+ 1' 46"
- 8' 40"
Die Beobachtungen vom 29. August, 21. September und 4. Oktober
sind von uns. Bei der vom 21. September vermuthe ich in der Beobach-
tung oder Berechnung einen Fehler.
Am 1. Oktober verglichen wir den Kometen mit No. 45, 46 der
Schlange mit drei Sternen, die bei La Lande in der Conn. des tems
stehen, und zugleich unmittelbar mit x Oiohiuchi. Bei dieser Gelegen-
heit fand sich in der Deklination von x Ophiuchi, einem schönen Stern
4. Grösse, sowohl bei La Lande als bei Wollaston ein beträchtlicher
Fehler. Es ist nämlich auf 1800 die Deklination von y. Ophiuchi nach
Wollaston = 9» 39' 15" N., nach La Lande = 9° 46' 55" N. Wir haben
diesen Stern am Kreis - Mikrometer vier Mal mit i Ophiuchi verglichen,
und X im Mittel unserer ganz gut übereinstimmenden Beobachtungen
auf 46' 58" südlicher gefunden als t. Nehme ich nun für ( Ophiuchi an,
nach der Conn. des tems, die Deklination = 10" 30' 28", so ist die Dekli-
(33(5 Vermischtes in Briefen.
nation von y. Ophiuchi = 9" 43' 30". Nach Wollaston Deklination
/ Ophiuchi = lO» 29" 52", so ist Deklination y. Oi)hiucM = 9" 42' 54".
Ich weiss wohl, dass unsere Beobachtun<ion nur bis auf eine halbe Minute
zuverlässig sind, aber immer wird doch daraus folgen, dass y. Opldiichi
in der Üonn. des tems um 3V zu nördlich gesetzt sei.
Mit Leidwesen habe ich gesehen, dass Sie die Allf/emeinen Geo-
graphischen Ephemcriäen aufgeben wollen; doch hoife ich. wird uns die
neue Monatsschrift dafür entschädigen.
187. Aus inelirereu Schreiben, den Kometen von 1799 und
Fixsternbedecknngen betreffend.
[Allgemeine Geographische Epheraeriden, Ed. IV No. 5. Novemljer 179f). S. 447 — 152.]
Bremen, den 19. und 30. Oktober
und 16. November 1799.
Es ist mir sehr angenehm, dass Sie meine Methode selbst auf den
Kometen angewandt haben, und dass Sie Ihnen beim Gebrauch so leiclil
und bequem vorgekommen ist. Die Zwischenzeit von 28 Tagen war
sehr stark, mehr als ich bisher je gewagt habe. Aber Ihre Resultate
stimmen vortrefflich. Hei einem Kometen, dessen Abstand im Perihelium
viel kleiner gewesen wäre, dürfte eine so grosse Zwisclienzeit vielmehr
von der Wahrheit abweichende Resultate gegeben habeTi. Aber dieser
Fall bestätigt den Satz, dass man immer die Zwischenzeiten lieber
etwas zu gross nehmen müsse, wenn die scheinbare Bewegung, wie im
August, so langsam ist; besonders da man die Verbesserung nach dem
S 61 leicht anbringen kann.
Das Wetter ist hier seit dem 4. Oktober sehr schleclit für Beobach-
tungen gewesen, besonders war immer die westliche Gegend bezogen.
Am 6. Oktober gelang mir nur eine Vergleichung mit k Ophiuchi. Am
9. und 11. habe ich den Kometen auf einige Augenblicke gesehen, ohne
.seinen Ort bestimmen zu können. Eudlich klärte es sich am 15. auf,
doch blieb die Luft dunstig, und es war sehr starker Mondschein. Der
Komet wurde mit vieler Mülie gefunden, da selbst im Kometensucher
Sterne 6. Grösse unsichtbar blieben, und man also den Ort, wohin man
den grossen Achromat zu richten hatte, nur sehr beiläufig schätzen
konnte. Der Komet stand unter einem Stern 7. Grösse, mit dem ich
ihn drei Mal verglich, und dieser Stern 7. Grösse unter einem Stern
6. (irösse. von dem ich mich nicht ohne Kunst und Mühe überzeugte,
187. Aus mehr. Schreiben, den Kometen v. 1799 u. Fixstembedeckungeu betr. 637
dass es der 23. Ophiiichi war, den Bode in seinen Karten mit. </ be-
zeiclinet. Bode hat den Stern 7. Grösse auch, allein in der Conn. des
tems kann ich ihn nicht finden. Dieser Stern 7. Grösse folgt auf
23. Ophluchi 31" in Zeit, und war 29' 26" südlicher. Der Komet aber
folgte um 7'' 0' 39" mittlerer Zeit 28,7" in Zeit auf den Stern 7. Grösse
und war 16' 1" südlicher. Also war um 7'' 0' 39" mittlerer Zeit die
Rektascension des Kometen 59,7" in Zeit oder 14' 58" in Bogen grösser
und die südliche Deklination 45' 37" grösser als von 23 oder q Oplduchi. —
Icli kenne die Lage vom 23. Ophiiichi nur aus Wollaston. — Ich gebe
Ihnen diese Beobachtung nur deswegen so umständlich an, weil ich nicht
glaube, dass eben um diese Zeit viele Beobachtungen in Deutschland
angestellt sind. Der Komet war selbst im fünffüssigen Dollond so
schwach, dass man seine Ein- und Austritte ins Fernrohr nur mit An-
strengung erkannte, woran aber gewiss Dunst und Mondschein haupt-
sächlich Schuld waren. — Noch habe ich keine so gute Beobachtung
im Oktober anstellen können, dass ich mich ihrer zur ferneren Berich-
tigung der Bahn bedienen möchte.
Auch am 18. und heute am 19. haben wir den Kometen beobachtet.
Allein nunmehr verlassen uns unsere Fixstern -Verzeichnisse sehr, und
wir haben beide Abende den Stern v an der Hand des Ophiuchus im
Fernrohr abwarten müssen. Ich weiss nicht, warum Wollaston in
dieser Himmelsgegend so unvollständig ist. Die Sterne, die Bode in
seinen grossen Karten mit v bezeichnet, auch den Stern 5. Grösse im
Sobieski'schen Schilde auf diesem Parallele, sind weder im Wollaston
noch in der Conn. des tems zu finden. — Besonders fehlt uns aber bei
der heutigen Vergleichung der Stern F 5. Grösse, den Bode unter
254** 30' gerader Aufsteigung und 10" 20' südlicher Abweichung ver-
zeichnet. Könnten Sie uns hier nicht aushelfen und zwar sobald als
möglich? Mit F ist der Komet drei Mal verglichen, und es wäre Schade,
wenn wir diese Vergleichungen nicht gebrauchen könnten. — Prof Bode
hat die Gefälligkeit gehabt, mir die Lagen der verlangten Sterne zu
schicken. Dies sind seine Beobachtungen:
19. Mai 1797 Y 6. Gr. kulminirt 38' 30" nach £ Oph., war 0" 34' 28" nördl.
19. Juni 1797 7. „ „ 36' 38" „ „ „ 2M0' 6" südl.
19. Juni 1797 1^5. „ „ 51' 1" „ „ „ 6" 3' 32" ,.
19. Juni 1797 6. „ , 55' 0" „ „ „ 4« 50' 9" „
2. Juli 1799 5.,, „ 33'41"vor;«Sob.Sch. „ 2»o5'40" „
Einliegend erhalten Sie alle unsere Beobachtungen. Sie sind nicht
ganz so gut, als wir sie unter anderen Umständen hätten machen können.
Vier Mal mussten wir unser Lokal verändern. Vom 14. September bis
zum 1. Oktober konnte ich mein grosses Fernrohr nicht gebrauchen.
(338 Vermischtes in Briefen.
Alle Beobachtiiugen während dieser Zeit wurden mit dem kleinereu
Adam's angestellt. Allein an diesem ist der Durchmesser des Sehrolir-
feldes noch nicht in gehöriger Schärfe bestimmt gewesen, wie wir aus
der Yergleichnng von y. und < Ophii(rJü zu unserm Leidwesen gesehen
liaben. Wir haben, nach Ihrer Bestimmung aus Beadley, den Unter-
schied der Deklination dieser Sterne um 1' 85" zu klein gefunden. Dies
kann nicht an unserer Beobachtung selbst, sondern nur daran liegen,
dass der Halbmesser des Sehrohrfeldes zu klein angenommen war.
Auf die ganz genaue Bestimmung des Sehrohrfeldes oder Kreises kommt
es bei Beobachtungen am Kreis-Mikrometer hauptsächlich an. Die beiden
Sterne y. und c gingen auf verschiedeneu Seiten des Mittelpunktes des
Kreis-Mikrometers jeder etwa 24' davon entfernt vorbei. Der Halb-
messer des Kreises war unserer Meinung nach 38' 28". War nun der
wirkliche Halbmesser um dr grösser, so müssten wir den Deklinations-
Unterschied um i^^ X dr zu klein finden. Auf die mehrsten unserer
Kometen -Beobachtungen kann indessen der Einfluss bei weitem nicht
so gross sein.
Die kleinen Verschiedenheiten, die Sie vielleicht in den hier bei-
konimenden Beobachtungen von vorigen Mittheilungen finden, rühren da-
her, dass ich nun aller verglichenen Sterne Kektascension und Deklination
durch Aberration und Nutatiou gehörig auf scheinbare gebracht habe.
Ilire Elemente stimmen so gut. als man es nur verlangen kann,
und ich habe deswegen kaum Lust, nocli neue zu berechnen, weil wirk-
lich eigentlich kein Nutzen davon abzusehen ist. Zur Rechnung sclilage
ich sonst besonders die Beobachtung des 19. Oktobers vor, die ich für
so genau halte, wie es nämlich bei der Blässe des Kometen sein konnte.
Folgende Fixstern -Bedeckungen, in LiUenthal beobachtet, hat mir
Hardixc^ für Sie gegeben. Ich hotfe, Sie werden Ihnen angenehm sein,
da Sie, \vie mich dünkt, schon eine dieser Beobachtungen zu einer kor-
respondirenden in den Allgemeinen Geograplmchen Ephemeriden suchten.
1798 21. Aug. Austritt qo / 8'' 29' 51,80" mittl. Zeit.
1798 22. Sept. Eintritt 2 T^ 9'' 1' 3(5,57" „ „
1798 27. Okt. „ T 8 8" 15' 34,55" „ „
1798 27. Okt. Austritt 7 8 9" 2' 34,26" „ „
1798 13. Dez. Eintritt 1 t c:: ö»" 59' 0,50" ,, „
1798 13. Dez. Eintritt 2 res 7'» 34' 33,21" „ „
Beobachtungen des Kometen von 1799.
Mittlere Scheinbare Scheinbare
Bremer Zeit gerade Aufsteigung Abweichung
Aug. 29. 9'- 9' 36" 142« 38' 43" 57" 57' 25" N.
.. 30. 9" 23' 10" 140" 12' 27" 58" 28' 31" „
188. Astronomische Beobachtungen und Bemerkungen.
639
Okt.
Mittlere
Scheinbare
Scheinbare
Bremer
Zeit
gerade Aufsteigung
Abweichung
4.
9^
59'
26"
168"
12'
21"
.57"
21'
45" N.
G.
8^
58'
44"
177"
52'
10" diib.
58"
32'
38" „ dub
7.
9^
8'
3"
182«
55'
41"
57"
45'
- nft
oi „
8.
9^
28'
51"
187"
53'
14" dub.
56"
43'
42"
9.
lO''
10'
15"
192"
49'
58"
55"
23'
32" „
11.
10"
24'
21"
201»
45'
7"
52"
10'
30" „
14.
n^
14'
22"
213°
4'
3"
45"
56'
59" „
16.
8"
57'
14"
218«
52'
11"
41"
31'
29" „
17.
7h
59'
25"
221°
25'
59"
39"
12'
38" „
18.
8^
15'
49"
223°
54'
55"
36"
43'
47" „
19.
9^
2'
59"
226°
14'
9"
34"
14'
41" „
20.
8"
39'
42"
228»
13'
30"
31"
51'
56" „
21.
8^
52'
49"
230»
8'
18"
29"
27'
32" „
25.
8"
31'
37"
236°
15'
21"
20"
36'
31" „
26.
8"
37'
40"
237"
32'
0"
18"
32'
52" ,.
1.
8"
11'
31"
242"
36'
52"
9"
37'
5" ,
2.
8"
29'
37"
243"
26'
57"
8"
2'
39" „
3.
8^
39'
15"
244"
14'
13"
6"
33'
8" „
4.
8^
3'
11"
244"
57'
26":
5"
13'
16" ,
6.
7i>
13'
37"
246"
22'
2"
2"
33'
50" „
15.
yh
0'
39"
25.1"
13'
8"
6"
32'
42" S.
18.
6"
43'
18"
252"
31'
13"
8"
55'
i-i;; „
19.
6''
55'
36"
252"
54'
29"
9"
36'
58" ,,
188. Astroiiomisclie Beoliaclitimgeii imd Bemerkungeii.
Unterm 27. März und 30. Juni 1797 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1800. S. 210—212.)
Der Komet von 1796 hat mich noch auf einen merkwürdigen Stern
in der Jungfrau aufmerksam gemacht. Es ist dies der Stern, den der
Komet am 1. April 1796 Abends 8'' 55' wahrer Zeit bedeckte, und den
ich einen Stern 7. Grösse südlich auf No. 53 folgend naunte. Er war
wenigstens 7. Grösse, denn Herr Oberamtmann Scheöter verwechselte
ihn anfangs mit No. 53, einem Stern 4. Grösse, und er war weit heller,
als alle um No. 53 herum befindlichen Sterne. Wie ich diesen Stern
am 1. März 1797 wieder aufsuchte, seinen Ort genauer zu bestimmen,
64Ö Vermischtes in Briefen.
erstaunte ich, ilin nur 10. oder ll.Urösse zu finden. Dies ist also gewiss
ein veränderlicher Stern, wahrscheinlich merkwürdiger als x im Schwan.
Die mittleren Rektascensionen und Deklinationen der No. 53 umgebenden
Sterne habe ich für den I.März 1797 so bestimmt:
Grösse der Sterne
Rektasoension
Si'ulhclie Dekliiiatiiin
c 9.
194° 40'
16« 6'
7.
194« 44'
15« 24'
e 10.
194« 56'
14« 53'
b 8.
195« 5'
15« 57'
53 4.
195« 19'
6"
15« 5' 52"
M veränderlich
195« 50'
1"
15« 26' 37"
d 11.
196« 15'
15« 11'
Die Buchstaben beziehen sich auf eine kleine Karte, die ich von
dieser Sterngegend entworfen habe. Am I.April 1796 war J/ beträcht-
lich heller als a, im März 1797 viel dunkler als c, nur etwas heller
als d. Die angegebene Lage von M ist das Mittel aus vier Ver-
gleichungeu dieses Sterns mit No. 53; die übrigen Sterne sind nur ein
Mal beobachtet worden. — Ich werde die Periode dieses Sterns zu
entdecken suchen.
*
3r
*
53
Dass Herr Oberanitniann Schbötek jetzt mit seinem 13füssigen
Teleskop, dem vollkomnienstt'n Werkzeuge der Art, dass ich je gesehen
habe, sowohl die beiden Uranustrabanten als auch den 6. Uranus-
trabanten beobachtet habe, wissen Sie vielleicht schon von ihm selbst.
Für Ihre geneigte Erklärung, meiner Abhandlung über die Kometen-
balincn einen Platz in dem 3. Supplementbiinde Ihres astronomisclien
Jahrbuchs einräumen zu wollen, statte icli Ihnen meinen wärmsten
Dank ab. Ew. — werden aber dunli das llincn vom Herrn vhn /uh
ZMge.schickte Exemplar schon gesehen haben, wie gütig dieser unser
gemeinschaftlicher Freund dies kleine Werk auf eine für mich so
schnieichelliafte als unerwartete Art herausgegeben hat. Es wird Ihnen
angenehm gewesen sein zu sehen, dass es dem Herrn von Z.\cri Gelegen-
heit giebt, uns so sciiätzbare Kometentafeln mitzutheilen.
189. Aus mehreren Schreiben. 641
Der veränderliche Stern in der Jungfrau (Ji) hat in den Monaten
März, April und Mai dieses Jahres keine Zu- oder Abnahme des Lichts
gezeigt. Bei der neulichen vSonnenfinsterniss vom 24. Junius war die
Witterung äusserst ungünstig. Indessen beobachtete ich den Anfang
sehr genau um
5 Uhr 16' 48" mittlerer Zeit.
Die Zeitberichtigung war sehr schwierig, und ich habe sie blos
der freundschaftlichen Güte und dem unermüdeten Eifer des Herrn
Senator Gildemeistee zu danken, der vom 22. bis 26., so oft die Sonne
durchblickte, einzelne Sonnenhöhen nahm. Au korrespondirende Sonnen-
höhen war nicht zu denken.
Es ist sonderbar, dass Herr De La Lande, Astronomie, 5' Edit,
Tom. III p. 258 bei Erklärung seiner Kometentafel von dem Kometen
von 1533 sagt: Celle de 1533 avoit ete calculee par Hallet, ensuite par
M. PinctEe; mais je n'ai rapporte que le calcul fait par Douwes, qiii
travailloit en Hollande avec Strutck, an mettoit, auparavant 10° de plus,
ä rinclinaison et 11 de plus pour le perihelie. — Es ist dies ein Irr-
thum des Herrn De La Lande, wozu ich gar die Veranlassung nicht
errathen kann. Weder Hallet noch Pingee haben je diesen Kometen
berechnet. Dieser Irrthum eines so grossen und gelehrten Astronomen
verdiente wohl angeführt und berichtigt zu werden.
189. Aus melirereii Sclireibeii.
Vom 5. Oktober 1816.
[Astronomisches Jahrliuch iür 1S30. S. 242. 24,3.]
Der Tod meines alten würdigen Freundes Schbötee ist mir sehr,
sehr nahe gegangen. Gern hätte ich ihm noch ein längeres Leben
gewünscht, ob er gleich die beiden letzten Jahre in jeder Rücksicht an
körperlichen und geistigen Kräften sehr abgenommen hatte.
Den Theil seiner Instrumente, den S. Majestät der König von Gross-
brittanien schon im Jahr 1798 für die Universität Göttingen gekauft
hatte, und der den ganzen damals in Lilienthal vorräthigen Apparat
befasste, hat unser seliger Freund im vorigen Herbst nach Göttingen
verabfolgen lassen, ob er ihn gleich der Kaufbedingung zu Folge bis
an sein Lebensende benutzen konnte. Allein es ist doch noch ein
schöner Vorrath von Teleskopen zurückgeblieben, die Scheötee erst
nach jenem Kauf wieder hatte verfertigen lassen, unter anderen ein
Olbers I 41
(542 Vermischtes in Briefen.
2Ufiissiges und ein ISfüssiges. Audi wird wahrscheinlich in diesen
Tagen ein grosser Achrouiat von FBAUENnoFEu aus Benedikt -Ba3^ern
ankommen, den der Verewigte etwa vor einem halben Jahr bestellte,
und dessen er sich zur grössern Bequemlichkeit bei seinem zunehmenden
Alter bedienen wollte. Was aus diesem Instrumente werden wird, weiss
ich noch nicht. Sein einziger Sohn, ein junger, sehr genievoller Manu,
liebt und übt auch die Astronomie, und wird sich ungern von diesen
schönen Werkzeugen trennen. Sollte dieser Herr Amtsschreiber Schkötkr
in Lilientltal bleiben, so wird wahrscheinlich die astronomische Anstalt
dort erhalten werden.
Der Verewigte hat ein vollendetes Manuskript, wozu auch sämmt-
liche sechszehn Kupferplatten schon gestochen sind, unter dem Titel:
„Areographische Beiträge zur genaueren Kenntniss und Beurtheilung
des Planeten Mars in mathematisch-physischer Hinsicht" nachgelassen,
dessen Druck sehr zu wünschen wäre.
Vom 24. August 1817.
[AstroDOmisches Jahrbach f&r 1820, S. 256]
Ueber die ScHBöTER'schen Schriften kann icli vor jetzt keine
weitere Auskunft geben. — Leider wird die astronomische Anstalt in
Lilienthal ganz eingehen, da der Sohn unseres verewigten Freundes,
der sich sonst mit Eifer und Erfolg den astronomischen Beobachtungen
widmete, wahrscheinlich anderwärts eine Anstellung erhalten dürfte.
[Astronomisches Jahrhuch für 1824. S. 257.]
Herr Dr. Olbkrs in Bremen schrieb unterm 28. Mai [1821] an mich:
„Die grossen Astronomen und aufgeklärten Männer, die die Längenkom-
mission in London bilden, brauchen wahrlich nicht erst von mir auf die
so einleuchtenden Vortheile, die ein Observatorium südlich vom Aequator,
bei dem gegenwärtigen Zustand der Wissenschaft für diese gewähren
muss, aufmerksam gemacht zu werden. Sie waren schon lange mit der
Ueberlegung, wie und wo eine solche Sternwarte angelegt werden sollte,
beschäftigt, als ich zufällig in einem Briefe an Dr. Young, den dieser
nachher drucken lie.><s, jener Vortheile erwähnte." ')
') Vgl. lilerzii Ablinndhuiff No. 68, S. 362. Seil.
190. Astronomische Nachrichten vmd Bemerkungen. 643
190. Astroüomisclie Xacliricliteii imd Bemerkuasieu.
Unterm 21. Juli 1824 eingesandt.
[Astronomisches Jahrbuch für 1827. S. 184—187.]
Der Stern ?, mit dem Kütviker am 19. Juniiis 1822 den Kometen
verglichen hat, der ihm als ein Stern 4. bis 5. Grösse erschien, und
den er in keinem Verzeichniss finden konnte, scheint ein merkwürdiger
veränderlicher Stern zu sein. Er steht als ein Stern 7. Grösse auf
Habding's Karten, wahrscheinlich nach eigenen Beobachtungen des
Herrn Professors eingetragen. Auch hat ihn unser unvergleichlicher
Bessel am 14. März 1822 in seiner 63. Zone als einen Stern 7. Grösse
beobachtet. Es ist den 1. Januar 1823 für diesen Stern:
nach Bessel ^i? med. = 110'^ 5' 25,94"
Dekl. med. = — 1« 32' 52,96"
nach EüMKER .i? med. = 110° 5' 23,82"
Dekl. med. = — l" 32' 45,07"
Sobald das Gestirn des Einhorns wieder in bequemen Nachtstunden
sichtbar ist, werde ich auf diesen Stern und seinen Lichtwandel auf-
merksam sein.
Ich hoffe in Ihrem Jahrluche für 1827 viele instruktive Nach-
richten über den höchst merkwürdigen anomalen, gegen die Sonne ge-
richteten Schweif des letzten Kometen zu finden. So viel ich bisher
weiss, ist diese bei keinem Kometen bisher erhörte Erscheinung nur
vom 22. bis zum 30. Januar 1824 wahrgenommen worden. Ich habe
ihn blos den 23. und 24. Januar gesehen, und das, was ich gesehen
habe, in Herrn Professor ScHriiACHEK"s Astronomischen Nachrichten
bekannt gemacht. ^) Am 23. Januar Abends waren beide Schweife ein-
ander gerade entgegengesetzt. Am 24. Morgens bald nach 1 Uhr früh
befand sich die Erde in der Ebene der Kometenbahn, und Abends
zwischen 8 und 9 Uhr schien mir der anomale Schweif schon merklich
gegen Süden von der verlängerten Axe des gewöhnlichen Schweifs ab-
zuweichen. Diese Abweichung nach Süden hat in den folgenden Tagen
bis zum 30. Januar immer zugenommen. Nach der Zeichnung, die Herr
Oberlieutenant vox Biel.a in eben den Blättern von dem doppelten
Schweife für den 22. Januar gegeben hat, muss man fast glauben, dass
an diesem Tage der anomale Schweif gegen Norden abwich. Auch
Herr Justiz-Kommissär Kunowski sah den anomalen Schweif zuerst an
diesem 22. Januar, erwähnt der Abweichung, bestimmt sie auf 10",
') Vgl. Abhaudhmg No. 89, S. .389—391. Sch.
41'
644 VermiscLtes in Briefen.
giebt aber lüclit an. ob sie nach Süden oder nacli Norden Statt fand.
Ehe man über diesen Umstand nicht gewiss ist, lässt sich schlechter-
dings nichts Zuverlässiges über die Relation des anomalen Schweifs zum
Kometen bestimmen. Ich habe den Herrn Justiz-Kommissär Kunowski
schriftlich um Aufklärung über diesen wichtigen Gegenstand ersucht;
mein Brief muss aber walirscheinlich nicht angekommen sein, ■\^'enigstens
bin ich mit keiner Antwort erfreut worden.
Der Komet, der nach dem schätzbaren Auszug, den uns Herr
Baron von Zach aus der Abeja argentina, einem in Bucnos-Ayres er-
scheinenden Journal, gegeben hat, im April 1821 in Buenos-Atjres ge-
sehen wTirde, ist derselbe Komet, der in Europa vor seinem Perihel
vom "Jl. Januar bis zum 7. Jlärz 1821 und nach seinem Perihel, zu der
nämlichen Zeit, ^^^e man ihn in Buenos-Ayres sah, zu Talparaiso sehr
genau beobachtet wurde. Die angeblichen Beobachtungen in der silbernen
Biene sind nichts als grobe und fehlerhafte Sehätzungen seines Orts.
Aus so fehlerhaften Angaben lässt sich gar keine Bahn berechnen;
aber die Elemente, die der Ungenannte für diesen Kometen gefunden
haben will, stellen die zum Grunde gelegten Oerter auch nicht entfernt dar,
und es muss ein Kechnungs- oder Schreil)feliler sie völlig entstellt haben.
Der sehr augenfällige Komet hingegen, den Schweizer Jäger bei
Zürich nach Herrn Professor Horxek's Bericht am 1. December 1823
in ICiVir des Abends um 7 Uhr einige Grade ül)er den Horizont erhaben
gesehen haben, muss sich der trüben Witterung wegen den Augen aller
europäischen Astronomen entzogen haben. Von dem Kometen, den wir
nachher den ganzen Winter hindurch beobacliteten, ist dieser in der
Schweiz gesehene Komet durchaus verschieden. Jener stand am
1. December 1823 um 7 Uhr Abends in 259|-*' der Rektascension und
361 " südlicher Deklination tief unterm Horizont der Gegend von Zürich
und überhaupt aller Länder in Europa.
Der veränderliche Stern in der nördlichen Krone, der vor einigen
Jahren eine geraume Zeit hindurch unveränderlich als ein Stern 5. bis
r>. Grösse erschien, hat jetzt wieder Licht wandel. Tcli habe ilin dies
Jahr mehrere Male 9., 10. Grö.sse gefunden, al)er noch nicht ausmachen
können, ob er die ehemals für ihn bestimmte Periode wieder befolgt. —
Mira Cyg»i hat seit ein paar Jahren abermals eine grosse Anomalie in
seiner Periode gezeigt, seine grösste Lichtstärke trifft bedeutend früher
ein, als sie nach der Formel, die ich in der Zeitschrift für Astronomie
gegeben habe, eintreten sollte. Da ich diesen Stern seit 181.") fleissig
beobachtet, und besonders durch Ihre Güte mehrere mir vorher unbe-
kannte ältere Beobachtungen seiner grössten Lichtphase gesammelt habe,
so werde ich nächstens einen Nachtrag zu meiner kleinen Abhandlung
über diesen merkwürdigen Stern liefern können.
191. Einige litterariseh-astrouomische Bemerkungen. 645
Bremen ist jetzt durch die unermüdete Thätigkeit des Herrn Hofrath
Gauss durch Dreiecke aufs Genaueste mit der dänisch-hannövrischen
Gradmessung, also auch mit Göttingen, Altona und Hamburg ver-
bunden. Dieser grosse einzige Astronom und Mathematiker hat glücklich
alle die Schwierigkeiten zu besiegen gewusst, die das flache, von vielen
Holzungen durchschnittene Terrain zwischen der Elbe und Weser den
Vermessungen entgegenstellte, Schwierigkeiten, die selbst dem fran-
zösischen Obersten Epaillt, der doch nichts zu schonen brauchte, so
unüberwindlich schienen, dass er die Verbindung zwischen Hamburg und
Bremen auf diesem Wege für unmöglich erklärte. Es scheint nach
diesen neuesten Vermessungen nicht, dass in der geographischen Posi-
tion von Bremen, wie ich sie im Jahrbuch für 1825 angegeben habe,*)
viel zu ändern sein wird.
191. Einige litterariscli-astrouomisclie Bemerkungen.
[Zeitschrift für Astronomie, I., Jannar-Fetniar 181G, S. 128—136.]
I.
Im Oktoberheft der Monatlichen Korrespondenz von 1813 ward
pag. 381 erzählt, dass sich auf der Thür einer Kapelle des Dorfes
Mirabeau in der Provence eine Inschrift befindet, welche besagt, dass
im Jahre 1239, ,,aux Nones de Fevrier eine totale Sonnenfinsterniss
eingetrofien sei.-' Nun findet, fährt der Einsender fort, nach Pixgke's
Chronologie des Eclipses, keine solche Finsterniss um diese Zeit Statt,
wie lässt sich daher diese Inschrift rektificiren oder kommentiren?
Diese Erläuterung ist nun leicht zu geben. Allerdings ist es wahr,
dass in den Nonen des Februars 1239 keine Sonnenfinsterniss möglich
war, aber in den Nonen des Junius 1239 ist eine grosse und sehr be-
rühmte Sonnenfinsterniss vorgefallen. Wenn also in jener Inschrift
wirklich leserüch Fevrier und nicht Jiün steht, so ist dies ein Fehler
der Inschrift. Aber ich muss dies bezweifeln. Denn schon vor fast
200 Jahren liat man in derselben Junius und nicht Februar gelesen,
und damals musste sie wahrscheinlich deutlicher sein als jetzt. Gassendi
nämlich erwähnt dieser Inschrift sowohl in seiner Physik (Ope^-a
omnia Lugd. 1650. Tom. I p. 645), als auch in seiner so bekannten Vita
Peikescii. Ich will die letzte Zeile hersetzen (Ed. 3" Hagae Com. pag. 136).
Nachdem Gasse>-i)i erzählt hat, Peikesc habe im Jahr 1628 ein Stück
') Vgl. Abliandlung No. 176, S. 604—606. Sch.
646 Vermischtes in Briefen.
eines in Babylon ausgegrabenen Ziegelsteins mit Charakteren erhalten
und geglaubt, dies könne einer von den Ziegeln sein, auf denen die
Babylonier nach PLixirs, oder vielmehr Epigexes ihre astronomischen
Beobachtungen aufzeichneten, so fügt er hinzu: Qua occasione mire sus-
pexH. venisse in nientem Jiominibus haud dtihie honis, mscripüonem lapkU
insculpere ad imtam Sacelli, supra rupem ad Druentiam prope Mire-
belhini eminentis, quam indicatam liabuit a viro amico, eruditionis paternae
liärede. Johanne GAiiLAUPio Castüellio, Regio apicd magistros ratio-
nales coguitore. Quippe ea nihil continet aliud, quaw monimentum
Eclipseos Solis, quae III nonas Junii Anna MCCXXXIX contigit: cujus
notitiam jam hahuerat ex Necrologiis aliquot, ac nominatim nosfrae
ecclesiae etc.
Berühmt nenne ich übrigens diese Sonuenfinsterniss, weil Stkuyck
(Inleiding tot de Älgem. Geographie. Ämst. 1740 p. 130, 131 der an-
gehängten astronomischen Abhandlungen) gegen dreissig Schriftsteller
und Chroniken anführt, die derselben erwähnen. Calvishs hat diese
Finsterniss schon berechnet, aber für Eheims, wo sie nicht so gross
war, als im südlichen Frankreich, und findet das Mittel der Finsterniss
zu Rheims am 3. Junius 1239 um 11'' 33' 36" Vormittags, die Grosse
9 Zoll. Da Gassexui aus dem Mart3'rologio der Kirche zu Uigne in der
Provence anführt (Opera l. c.) „Anno D. 1239 3. Non. Junii, die veneris,
ohscuratus sol, ita quod visum fuif diem convei-ti in noctem et stellne
ajyparuft^-int ," so berechnete STEryoK diese Finsterniss für einen Ort,
der 6" 32' östliche Länge von London und 43^" nördliche Breite hat,
und fand den Anfang um ll*" 15' Vormittag, das Mittel 12'' 34V, ^^s
Ende l"" ö2' Nachmittag. Die Grösse = 11 Zoll 43": den Halbmesser des
Mondes = IG' 49", der Sonne = 15' 50". Dies stimmt sehr gut mit den
Umständen, die in dem Martyrologio erzählt werden, überein. Aber Digne
liefft eigentlich viel westlicher und nördliclier als Struyck's aufzenom-
niener Ort (nur tj" 19' östlich von London mit 44" 5' 18" nördlicher
Breite), und in Digne musste die Finsterniss kleiner sein. Von der an-
dern Seite hatte Stkutck in seiner Rechnung wahrscheinlich manches
vernachlässigt, als die Vergrösserung des Mondhalbmessers, die siiliä-
roidische Gestalt der Erde u. s. w., die die Finsterni.ss grösser machen
mussten. Schwer wird es indessen mit Struyck's Rechnungen in Uebei -
einstimmung zu bringen sein, dass zu Miraheau, wie nach der Monat-
lichen Korrespondenz die Inschrift sagen soll, die Finsterniss wirklich
total war. Findet sich dies bestimmt in der Inschrift, die der Ein-
sender jener Notiz eigentlich hätte mit diidomatischer Genauigkeit an-
geben sollen, so verdient diese Finsterniss eine neue scharfe Berechnung
nach unseren besten Mond- und Soniieiitafeln. Stkuyck bediente sich
der WmsToN'schen.
191. Einige litterarisch-astronomische Bemerkungen. ß47
II.
Im Novemberheft der Monatlichen Korrespondenz 1813 p. 426 f.
macht der berühmte Herausgeber dieser Zeitschrift auf einige iinberech-
nete Kometen aufmerksam, über die vielleicht noch einige nähere Aus-
kunft zu erwarten und zu wünschen sein möchte. Was ich von den
dort angeführten Kometen weiss, will ich der Ordnung nach kurz
angeben.
Der angebliche Komet, der 1602 nach Lvbienetzkt auf der Brust
des Schwans erschienen sein soll, ist nichts anderes, als der neue Stern,
damals 3. Grösse auf der Brust des Schwans, der zwar schon 1600 von
Jaxsoxius zuerst bemerkt, aber erst 1602 recht bekannt wurde und
Aufsehen erregte. Man lese vorzüglich über diesen Stern Kepler's
Narratio astronomica de Stella tertii honoris in Cygno, quae iisque ad
annum 1600 fiiit incognita, die seinem Buche De Stella nova in pede
Serpentarii von p. 149 bis 168 eingerückt ist. üebrigens ist dieser Stern
eigentlich ein höchst merkwürdiger, veränderlicher Stern. Pigott (Phil.
Transad. Vol. LXXVI p. 201) glaubte aus den Beobachtungen des
17. Jahrhunderts zu finden, dass die Periode dieses Sterns von 18 Jahren
sei, von denen er 5 Jahre seinen grössten Glanz behalte, in 2 Jahren
geschwind abnehme, 4 Jahi-e dem blossen Auge unsichtbar bleibe, und
dann langsam in 7 Jahren wieder zunehme. Aber die Beobachtungen
des 18. und 19. Jahrhunderts wollen mit dieser Periode gar nicht
stimmen, und ich glaube, dass dieser Stern, No. 34 Cygni, seit Flamsteed's
Zeiten immer sichtbar, und immer zwischen der 5. und 6. Grösse ge-
blieben ist. Beadlex hat ihn oft beobachtet, doch ohne seine Grösse
anzugeben. Pigott selbst sah ihn vom 1. November 1781 bis 1786
immer 6. Grösse, etwas kleiner als 28, 29 und m, und grösser als 36
und 40. PiAzzi fand ihn im August 1793 5. bis 6. Grösse. Ebenso
giebt ihn die Histoire Celeste für den 5. August 1793 an; Heeschel,
dessen Beobachtungen zwischen 1783 und 1796 fallen, hat für ihn nach
seiner Bezeichnung 29 34 28 28 34 34 29 34 36 34 40 34 28 36.
Hieraus lässt sich eine noch fortdauernde, doch geringe Lichtwandlung
des Sterns vermuthen. Am 18. Mai 1814 fand ich 34 Cygni noch eben
Avie bei Piazzi und in der Histoire Celeste 5. bis 6. Grösse. Ich würde
für diesen Abend nach Heeschel so schreiben: 27 28 34 34 29 34
36 34 35 m. Sollten wohl mehrere dieser Sterne, besonders 29 und
35 {m) veränderlich sein? Gewiss verdient diese Sterngruppe oft in
Ansehung der verschiedenen Lichtstärke der sie bildenden Sterne unter-
sucht zu werden.
Komet von 1647. Hevel hat nur eine zu Marienburg am
29. September gemachte Beobachtung, und sagt, so viel er sich erinnere,
sei er auch dort nur zwei Tage gesehen woi'den. Steuyck führt aus
648 Verraisihtes iu Briefen.
Dirks Eemhranz van Nierup T(rhandeVmgcn van de Verschyninge der
Cometen, Amst. 1669, p. 81 noch an, dass der Komet im Anfang des
Oktobers westlich vom Bootes und nördlicli vom Ärdur gesehen sei.
Er lief von da durch den Bootes bis zur nördlichen Krone ungefähr
parallel mit dem Aequator. Er war also nicht, wie Hevei. mnthmaasste,
rückläufig. Man sah ihn eine "\^■oche lang.
Komet von 1666. Steuxck vermuthet, ich glaube mit Recht, dass
durch einen Schreib-, Druck- oder Gedächtnissfehler bei Knox Februar
1066, statt Februar 1668 steht. Ueber den Kometen von 1668 sehe
man Strutck und Pingre, besonders den Ersteren.
Komet von 1730. Ist der bekannte Komet von 1729, der bis zum
18. Januar 1730 beobachtet wurde, und bis gegen Ende dieses Monats
sichtbar blieb.
Hänov's angeblicher Komet vom 27. Februar 1732 ist aus dem Be-
richt eines SchiÖskapitäns in den FJiilos. Transact. genommen, der dies
Meteor, denn weiter war es nichts, südwärts vom Aequator sah.
Komet von 1750. Es hatte, wie Wargentin erzählt, in den Zei-
tungen gestanden, man habe in England im December 1749 einen grossen
Kometen im Nordwesten gesehen, und dies eben bewog Wakgentix, den
Himmel am 21. Januar (alten Styls) mit einem Handrolir von H- Fuss
zu durchmustern, wo er dann schon um 5 Uhr den Kometen in der
Abendrothe mit einem deutlichen Schweif fand. Von diesem angeblich
in England geselienen Kometen habe ich weiter nirgends etwas gefunden.
WARGENTtN's Nachricht von seinem Kometen steht in dem 14. Bande
der Abhandlungen der Königl. schwedischen Akademie der Wissen-
schaften auf das Jahr 1752, p. 180 — 183 der deutscheu Uebersetzung.
Er sah den Kometen nur den 21., 22. und 25. Januar, ohne ihn eigent-
lich beobachten zu können, und so ist weiter nichts damit anzufangen.
Ich will zugeben, dass die Sterne, bei denen ^\'ARGE^•TI^' ihn den 21.
und 22. Januar sah, und mit denen er die Konliguration des Kometen
höchst unvollkommen beschreibt, f und & Pegasi waren, obgleich auch
dies noch etwas zweifelhaft, bleibt; aber der Stern, den er am 2'). Januar
in einer heiteren Stelle des übrigens bedeckten Himmels über dem
Kometen erblickte, konnte unmöglich fl Pegasi sein. Was es aber für
ein Stern gewesen sein mag, habe icli nicht errathen, auch nicht einmal
mit irgend einiger Wahrscheinlichkeit muthmaassen können. — Am
28. Januar suchte W'argentix den Kometen, der am 25. heller und
grösser als vorlier erschien, vergebens.
III.
Nun erlaube icli mir aucli nach eiiicni Kometen zu tragen. In der
mit Recht geschätzten Geschichte von Schweden von Dr. Friedrich l\i ms
191. Einige litterariscli-astronomische Bemerkungeu. 649
findet sich im § 315 (4. Band p. 83 der Oktavausgabe i, in welchem Herr
Dr. Rl'hs den am 30. Oktober 1611 erfolgten Tod des Königs Karl IX.
erzählt, folgende Stelle: „Karl ahnete sclion seit längerer Zeit die Nähe
seines Todes. In einem Kometen, der bei seiner Abreise von Oerebro
am Himmel strahlte, fand er eine Ankündigung, dass er diesen Ort
nicht wieder sehen werde, und seine Astrologen vermochten nicht, ihn
über die Bedeutung dieses Zeichens zu beruhigen." Es ist klar, dass
ein guter Schriftsteller, wie Herr Rühs ist, sich nicht so ausdrücken
würde, wenn der König nicht diesen Kometen bei seiner letzten Abreise
von Oerebro gesehen hätte, und die abergläubische Furcht des Monarchen
zufällig in Erfüllung gegangen wäre. Auch finde ich nicht, dass Karl
während der Sichtbarkeit des bekannten Kometen von 1607, von Ende
September bis zum Anfang November zu Oerebro war, wo er übrigens
drei Reichstage, einen 1606 im Frühjahr, einen andern 1608, und den
letzten 1610 und 1611 gehalten hat. Diesen letzten Reichstag zu Oerebro
eröffnete Kai'l selbst den 1. December 1610, und ich sehe aus Olgf
VON Balis, Geschichte des Königreiches Schweden, dass der König kurz
nach dem 24. April 1611 wieder von dort abreiste. Es scheint also,
dass Herr Rühs in schwedischen Schriftstellern einen im Frühjahr 1611
erschienenen Kometen erwähnt gefunden hat, von dem die damaligen,
doch auf diese Erscheinungen schon so aufmerksamen Astronomen nichts
wissen, und der den sorgfältigen Sammlern der Kometengeschichte, einem
He^-el, Steuyck. Pingee u. s. w. nicht bekannt geworden ist. Es wäre
deswegen sehr zu wünschen, dass Herr Dr. Rühs die Gefälligkeit hätte,
sich hierüber näher zu erklären und die Quelle, woraus er diese Nach-
richt schöpfte, mit den etwa noch darin enthaltenen näheren Umständen
dieser Kometen-Erscheinung anzugeben.
IV.
In meiner Nachricht von dem sogenannten Ludwigs-Stern (Monat-
liche Korrespondenz VIII. Band p. 528)^) habe ich durch einen Schreib-
fehler in einem Logarithmus den Abstand des Ludivigs- Sterns von
Alcor ganz unrichtig aus Piazzi's Angaben zu 5' 21,2" berechnet. Die
richtige Rechnung giebt 6' 0,35". Weidlee's Dissertation (p. 448),
nach der Herr Baron vox Zach und ich damals so sehr verlangten,
habe ich nachher durch die freundschaftliche Güte des Herrn Professor
Chladxi erhalten. Sie giebt indessen zu keinen erheblichen Zusätzen
Anlass, da mir ihr Inhalt schon aus Thümmig's Versuch bekannt war.
Sonderbar bleibt es immer, dass bei damaliger, so oft wiederholter auf-
merksamer Betrachtuno- dieser Sterne Niemand, selbst Weidlee nicht
') Vgl. Abhandhme- Xo. 154, S. .523—52.5. Sch.
g50 Vermischtes in Briefen.
mit seinem 22füssigen Fernrohr, f Ursae major is als Doppelstern er-
kannte. Doch verliert dies Sonderbare seine astronomische Bedeutsam-
keit, seitdem Herr Professor Bode gefunden hat, dass G. Kikcei schon
1700, und C. Kirch 1719 den Mizar doppelt sahen.
La Laxde hat diese Sterngruppe ausser am 21. Februar ITlXi auch
noch am 6. März desselben Jahres beobachtet. Beide Beobachtungen
stimmen unter sich und mit Piazzi sehr gut überein. Ueberhaupt findet
man die La LANDE'schen Fixsternbeobachtungen, die hauptsächlich in
der BiMoire Celeste enthalten sind, verhältnissmässig ungemein und über
Er\Yartung genau. Es scheint mir, dass dieser reiche Schatz von Fix-
sternbeobachtungen in Paris selbst nicht ganz nach Verdienst gewürdigt
werde. Ich halte ohne Bedenken die Histoire Celeste für eines der wich-
tigsten Produkte des 18. Jahrhunderts, und ich bin überzeugt, dass mir
hierin besonders die Nachwelt beistimmen werde, der es unendlich wichtig
sein muss, eine solche üebersicht von dem Zustande des Fixsternhimmels
im letzten Decennio des 18. Jahrhunderts zu haben. Für uns mögen
immer diese Fixsternbestimmungen zu Planetenbeobachtungen nicht genau
genug sein. Aber mit welchem Nutzen brauchen auch wir die Histoire
Celeste bei Kometen, bei der Aufsuchung der neuen Planeten, die zum
Theil ohne sie vielleicht nicht entdeckt worden wären, bei der eigenen
Bewegung sich stark verrückender Sterne u. s. w.? Es wäre unverant-
wortlich, wenn der noch ungedruckte Vorrath dieser Beobachtungen un-
genutzt bleiben sollte, und dies bleibt er grösstentheils immer, wenn
er nicht gedruckt wird. Wie sehr wäre es demnach zu wünschen,
dass Herr Le Fhancais La Lande zur baldigen Bekanntmachung des
noch nicht gedruckten Theils seiner ehemaligen ungeheueren Arbeit von
seinen Kollegen eine hinreichende Aufmunterung und Aon der Regierung
die erforderliche Unterstützung erhalten möchte!
\'i)2. Vcniiisclite astroiioiiiisclie Bcmcrlviiiigen.
Bremen, den 29. März 1824.
[Kutnor'fl Arcbiv fOr die gesanimtp Xaturleliro, HJ. I. Ht-lt '2, s. ni--173.]
— „In Form, Gestalt und \\'esen der Kometen von kurzer Umlaufs-
zeit scheint kein Unterschied von denen Statt zu finden, die eine sehr
lange Umlaufszeit haben. Mit den vier neuentdeckten Planeten haben
sie im äusseren Ansehen gar keine Aelmlichkeit. Denn obgleicli der
verewigte Schköteh um drei dieser Asteroiden, Ceres, Pallas und .Inno
192. Vermischte astnmomische Bemerkungen. 651
eine beträchtliche Nebelliülle wahrgenommen haben will, so bin ich doch
keineswegs von dem wirklichen Dasein einer so beträchtlichen Nebel-
hülle um diese kleinen Planeten überzeugt, halte die Erscheinung viel-
mehr für Täuschung (aus den wegen der sphärischen Gestalt der
Objektiv-Spiegel nicht genau in einem Punkte vereinigten Parallelstrahlen
entstehendj und habe selbst, auch mit den vollkommensten dioptrischen
Werkzeugen, nie eine merkliche Nebulosität bei ihnen wahrnehmen
können. Ob aber die Kometen von ganz kurzer Umlaufszeit, z. B. der
ENCKE'sche nicht vielleicht auf irgend eine Art, ihrem Ursprünge nach
mit den Asteroiden verwandt sind, darüber darf man wohl nicht eher
einige Muthmaassungen wagen, als bis man diese Kometen öfterer zu
ihrer Sonnennähe hat zurückkehren sehen, um so die etwaigen Ver-
änderungen, welche sie wahrscheinlich mit der Zeit in ihrer phvsischen
Beschaifenheit erleiden, kennen zu lernen. — So viel ich weiss, kann
man blos von dem Kometen von 1770 behaupten, dass er seine Periode
nicht mehr einhält. Aber von diesem ist es erwiesen, dass ebenso wie
ihm Jupiter erst 1767 jene Bahn von so kurzer Umlaufszeit gab, welche
die Astronomen 1770 bei ihm bemerkten, derselbe mächtige Planet 1779,
als der Komet ihm wieder äusserst nahe vorbeiging, jene Bahn auch
gänzlich wieder verändern musste. Der HALLEY'sche Komet hat seine
Perioden von 1456 an, 1531, 1607, 1682, 1759 immer so nahe ein-
gehalten, dass man die Abweichungen in den Zwischenzeiten als noth-
wendige Folgen der perturbireuden Einwirkungen der Planeten an-
zusehen berechtigt ist, so wie denn Damoiseau, mit gehöriger Rücksicht
auf diese Perturbationen, berechnet hat, dass dieser Komet 1835 am 16.
oder 17. November wieder in seiner Sonnennähe sein werde. Wie genau
der ExcKE'sche Komet im Jahre 1822 zu der von Encke vorher berech-
neten Zeit zurückgekommen ist, werden Sie wissen. Von den übrigen
Kometen, denen eine kurze Umlaufszeit zugeschrieben wird, ist diese
entweder nicht so zuverlässig und genau bestimmbar oder zu gross, als
dass sich jetzt schon beurtheilen Hesse, ob sie ihre Periode regelmässig
einhalten oder nicht. — Ueber Radloff's Hypothese erlaube ich mir
noch kein endliches Urtheil. — Den grössten Theil der Dopjjelsterne
halte ich für Sonnen, die nicht blos scheinbar, sondern wirklich ver-
hältnissmässig einander nahe sind und um ihren gemeinschaftlichen
Schwerpunkt regelmässige Bahnen beschreiben. — Weder im Possido-
7iius, noch im Gassendiis, noch sonst irgendwo im ]\ronde habe ich Nebel-
bedeckungen gesehen, noch überhaupt irgend eine Veränderung in den
Mondflecken wahrgenommen, die man nicht aus den verschiedenen Er-
leuchtungswinkeln und Librations-Verhältnissen erklären könnte. Ebenso
wenig weiss ich anzugeben, was die im Ringgebirge durchsetzenden
Rillen sind, und muss gestehen, dass ich bei dem, was man von Fluss-
652 Vermischtes in Briefen.
betten, oder gar Festungswerken n. s. w. im Monde bemerkt haben will,
immer fürchte, eine lebhafte Einbildungskraft möge wohl zuweilen etwas
mehr gesehen haben, als das Fernrohr eigentlich zeigte.
193. Auszug aus einem Schreiben.
Bremen 1833, Januar 24.
[Schnmacber's Astronomische Nachrichten. Bd. X. S. 381. 383. Märr 1833.]
Von Sir John Hekschel habe ich einen ausführlichen Brief gehabt.
Er schickt auch mir seine Originalbeobachtungen von dem BiELA'schen
Kometen, die Sie schon in den Astronomischen Nachrichten bekannt
gemacht haben, in der Absicht, ich möchte einen meiner Korrespondenten
bewegen, die verglicheneu Sterne genau zu bestimmen, wozu sein Aequa-
toreal nicht hinreicht. Seit dem 4. November hat er aber deu Kometen
nicht wieder beobachtet (Valz in Nismes hat seine Beobachtungen bis
zum 4. December fortgesetzt). — Henderson auf dem Kap hat den
ENCKE'schen Kometen neun Mal beobachtet, seine Beobachtungen aber
noch nicht eingeschickt; allein folgende Beobachtung des Merkur-
Durchganges:
Vorgebirge der guten Hoffnung.
1. Aeussere Berührung Mai 4. 22'' 15' 56" mittlere Zeit.
2. Innere „ „ 4. 22" 19' 12"
2. Innere „ „ 5. 5'' 58' 25" „ „
2. Aeussere „ „ 5. verfehlt, dem Horizont zu nahe.
Von Herrn Clausen habe ich einen zweiten Brief erhalten, worin
er die (nicht unwahrscheinliche) VermuMiung äussert, dass der Löwen-
Komet von 18 111 No. 121 mit dem Kometen No. 69 von 1766 identisch
sei. Die Elemente des Kometen von 1819 deuteten schon auf eine starke
Annäherung an den Jupiter vor 1| Perioden, so dass vermuthlich auch
daraus eine Verschiedenheit der Bahnen, wenn sie sich nach genauer
Berechnung des sehr unvullkuiiinieii beobachteten Kometen von 1766
noch gross zeigen sollte, erklärt werden könne. „Der hauptsächlichste
Zweck," so schreibt er mir, „dieser meiner i'olien Mittheilung ist, die
Aufmerk-samkeit auf die Auffindung dieses Kometen bei seiner nächsten
Erscheinung zu richten, die fast gleichzeitig mit No. 122, wenn die Ver-
mutbungen richtig sind, stattfinden wird." ^)
') In der dritten Ausgabe der Kt>nieten-Al)liaiidlung sind diese Kometen unter
No. 131, 7!) und l:V2 nnirffiilirt. Scii.
194. "\'erniisc'hte astr. Bemerkungen aus mehreren Schreiben an Gruithuisen. 653
194. Termischte astronomische Bemerkungen aus melireren
Sckreiben au (xruitliuiseü.
Vom 2. August 1828.
[Gruithuisen, Analeliten für Erd- und Himmelskunae. HJ. 1, >. Heft. S. II). 11. München 1828.)
„Die Sache über die angebliche Excentricität des Saturus scheint
doch noch nicht ganz entschieden. Stkuve, der von den äussersten
Ansen- Spitzen bis zum Saturn gemessen hat, fand freilich die östliche
Anse 0,2" grösser als die westliche. Hingegen haben Heeschel und
SoüTH, die die beiden dunklen Zwischenräume selbst zum Gegenstande
ihrer Messungen nahmen, keinen ganz bestimmten Unterschied finden
können. Hekschel's Messungen gaben sogar den westlichen grösser als
den östlichen, South's umgekehrt. Allein Herschel glaubte doch auch
bei der sorgfältigsten Prüfung den östlichen Zwischenraum grösser zu
sehen, wenn er ihn gleich Meiner gemessen hatte."
Vom 30. April 1828.
(Gruithuisen, Analekten für Erd- und Himmelskunde, Bd. I, 2. Heft, S. 39. München 1828.]
, Erscheinen auch Ihnen, wie Haeding, Doppelsterne von fast gleicher
Grösse im Fernrohre, wie Scheiben von messbarer Grösse; bei sehr un-
gleichen Doppelsternen aber beide Sterne als unbestimmbare funkelnde
Punkte? Mir wenigstens ist der Kontrast zwischen dem Anblicke von
EiEGEL und von Castoe sehr auffallend gewesen."
[Gruithuisen, Analekten für Erd- und Hiramelskunde, Bd. I, 3 Heft, S. 1. München 1829.]
Ritter Olbees theilte mir Folgendes gütigst mit: ,,Iu Herrn Dun-
Lop's sehr schätzbarem Katalog der südlichen Nebelflecken und Stern-
haufen finde ich unter No. 473 auch den Nebelflecken, den Herr Cac-
ciATORE vor einiger Zeit im Sternbilde des Fernrohrs entdeckte und
den er für neu entstanden zu halten geneigt war, weil weder La Caille
noch PiAzzi, noch früher er selbst bei der Beobachtung benachbarter
Sterne denselben wahrgenommen hatte. Herr DrNLOP beschreibt ihn
als einen hellen, etwa 3' im Durchmesser haltenden Nebelfleck, der an
den Rändern leicht, gegen die Mitte zu sehr schwer in einen Stern-
haufen aufzulösen ist. Damit ist dann erwiesen, dass dieser Nebelfleck
schon immer vorhanden, von La Caille nur wegen seines unvollkommenen
Fernrohrs und von Piazzi und Cacciatoee wegen seines niedrigen
Standes und der Erleuchtung des Sehrohrfeldes früher übersehen war." ^)
Vgl. Abhandlung Xo. 11.5, S. 422 uurt No. 1-5.5, S. 526. Sch.
654 Vermischtes iu Briefen.
Vom 10. December 1828.
[GniUhaisen. Analekteu für Erd- nnd Himmelskuniie. Bd. 1. 3. Heft, S. 27. München 1820.]
Den Kometen von Exckk beobachte icli, so oft es die Witterung
nur erlaubt. Ich bediene mich dazu derselben Fernröhre, die ich 1795
und 180.5 dazu gfebrauchte, um seine diesmalige Grösse und Erschei-
nungen mit ehemaligen Erinnerungen möglichst vergleichen zu können.
Die Ephemeride von Encke trifft 2 bis 3 Minuten in ^ zu, und dieser
Fehler ist konstant; da hingegen der Fehler der Ephemeride von D.v-
jioisKAr immer grösser wird, und jetzt (10. December 1828) schon gegen
40' beträgt. Es wird also wohl keinem Zweifel mehr unterworfen sein,
dass dieser Komet Avirklich einen Widerstand in dem Theile des Welt-
raums, worin er sich bewegt, ei'leidet.
Vom 12. December 1828.
(Grnithnisen. Analekten für Erd- und Hinimelsliaiide. Bd. I. 1. Heft. S. 5X München 1829.]
Sehr interessant war es mir, aus Ihrem Briefe zu ersehen, dass
Sie das fünfte Sternchen beim Trapezium im Or/o»- Nebel noch jetzt,
selbst unter ungünstigen Umständen, mit Ihrem öfüssigen Fü.vTKxnoFER
erblickt haben. Herr Herschel hatte nämlich in seinem neuesten
Doppelsternverzeichnisse angezeigt, dass ihm dieses Frühjahr (1828),
wie sich Orion bald in den Sonnenstrahlen verlieren wollte, dies Stern-
chen immer kleiner und unscheinbarer vorgekommen sei, so dass es
vielleicht ganz wieder verschwinden, und den veränderlichen Sternen
beizuzählen sein möchte. P]r hält das periodische Erscheinen dieses
Sterns um so wahrscheinlicher, da er aus einer angefülirten Aeusserung
von R. HooKE folgern zu können glaubt, dass dieser schon im 17. Jahr-
hundert, bald nachdem HiTY<iENs seine Zeichnung des Nebelflecks im
Orion gegeben hatte, das fünfte Sternchen gesehen habe.
[Grnithnisen. Analelften für ICrd- und Uimniel^ikunde, Bd. I, i. Heft. S. 70. München 1830.)
Herr Ritter Olbeks hatte die Güte, mir folgende Berichtigungen
und Zusätze der im TV. Hefte enthaltenen Artikel 10 und 'A^ zukommen
zu lassen:
,,P. 10. f im grossen Bären, statt „von anderthalbiiundert Jahren
her" muss es heissen: „von der Mitte des vorigen Jalirliunderts her."'
Denn erst damals wurde die Distanz der beiden Sterne von Bkadi-f.y
zuerst bestimmt. Da im Jahre 1723, bei dem Lärm, den damals der
berüchtigte sogenannte Litdwir/s-Stern des Professor Liebknecht in
Giessen veranlasste (ein gewöhnlicher teleskopischer Stern 8. Grösse
Hör. XIII No. 83 Piazzi, noch näher bei Mizar als Algol, den aber
194. Vermischte astr. Bemerkungen aus mehreren Schreiben an Gruithuisen. 655
Liebknecht für einen neuen Stern ansah) die Sterngruppe, die Mizar,
Algol und der Lnclwigs-Stern bilden, so oft und so aufmerksam mit Fern-
röhren betrachtet wurde, so scliien es mir sehr merkwürdig, dass da-
mals keiner der Beobachter, weder Thümmig mit einem englischen
Fernrohr von 8 Fuss, noch sogar Weidlee mit einem Fernrohr von
22 Fuss den iüzar doppelt sahen. Allein nachher hat uns Bude aus
GdTTFRiED Kirch's nachgelassenen Handschriften belehrt, dass dieser
Astronom schon ITnl den Mizar als Doppelstern sah und erkannte.
"Weidlee und Thümjikt müssen also 1723 das Doppelsein dieses Sterns,
so schwer dies auch zu begreifen ist, blos übersehen haben."
,.P. 39. Ich habe mehrere Male einen Kometen vor einem Stern
vorübergehen sehen, und auch von den mehrsten dieser Beobachtungen
Nachricht gegeben. Was ich abgeleugnet habe, ist, dass man aus einer
solchen von mir am I.April 1796 beobachteten Bedeckung eines Sterns
7. Grösse noch nicht auf die Durchsichtigkeit des Kerns des damals
bedeckenden Kometen schliessen könne, weil der eigentliche Kern etwas
südlich von dem Stern entfernt blieb. Ich so wenig als Piazzi, Bessel,
Schumacher etc. etc. haben aber je einen Stern, wenn ein Komet vor
ihn trat, verschwinden sehen: und das Verschwinden eines Sterns
8. Grösse durch Bedeckung des Kometen, das Herr Wartjianx beobachtet
haben will, ist also einzig in seiner Art."
Bremen, 16. September 1830.
[Gmithuisen. Analekten für Erd- und Himraelskunde. Bd. I, 7. Heft. 6. 62 — 64. älüncheu 1831.]
„Sie haben mir, mein hochverehrter Freund, durch die ganz un-
verdiente Zueignung des ersten Bandes Ihrer Analekten eine grosse
Ehre erzeigt, die ich besonders als einen Beweis Ihrer Gewogenheit
und Freundschaft zu schätzen weiss. Ich sage Ihnen dafür meinen
innigsten, Verpflichtesten Dank. Nur hätten Sie das Beiwort grosser
Astronom weglassen sollen, das mir durchaus nicht und in keiner Rück-
sicht zukommt.
Ihre Analekten gewinnen immer mehr au Reichhaltigkeit und
Mannigfoltigkeit. Bei der Abfassung scheint Ihnen noch nicht bekannt
gewesen zu sein, dass durch South's grossen Refraktor von Couchoix
gleich im Februar dieses Jahres bei den ersten Versuchen noch ein
sechster Stern im Trapezium des Orioit-'Seheh wahrgenommen wurde,
der nur -} so viel Licht hat, als der fünfte von Steune entdeckte.
Jener fünfte war durch diesen Refraktor so augenfällig, wie es der
Begleiter des Polaris in massigen Achromaten zu sein pflegt.
Valz's geniale und höchst interessante Abhandlung über die Dichtig-
keit des Aethers, die ich gleich mit vielem Vergnügen im Junilieft
g56 Vermischtes in Briefen.
der Bibüothrque universelle gelesen hatte, ist nun auch in Schümacher's
Astronomischen Nachrichten enthalten. Ich bemerke nur, dass Valz's
Meinung, der anomale Schweif des Kometen im Januar 1824 sei nicht
•ft-irküch gegen die Sonne gerichtet gewesen, sondern uns nur durch
optische Täuschung dahin gerichtet geschienen, durchaits nicht Statt
finden kann. Dieser anomale Schweif war wirklich gegen die Sonne
gerichtet.') Aber deswegen will ich gegen die ganze Theorie von Väl,z
gar nicht entscheiden. Nur zur Erklärung dieses anomalen Schweifs
müssen wir eine andere Ursache aufsuchen, als die Dichtigkeit des
Aethers.
Den letzten Kometen habe ich nur bis zum 24. Junius beobachtet,
weil mir später bei dem zu hoch stehenden Kometen die Stellung meines
Körpers am Fernrohr zu beschwerlich wurde. Die ganz vortreft'lichen
Beobachtungen des Herrn Professor Xiio),ai gehen bis zum 27., die
von Ältona bis zum 30. Julius. Die Bahn wird von einer Parabel sehr
wenig abweichen, und die Elemente, die ich aus den Beobachtungen vom
21. bis 30. April gleich anfangs abgeleitet habe, kommen noch sehr
nahe mit denen überein. die Nkol-u aus seinen Beobaclitungeu bis
zum 25. Juni gefunden hat, und die alle' Beobachtungen sehr gut dar-
stellen. Hier diese Elemente : - )
Nicolai Olbkrs
Teinp. rcrih. 1830 April 9,339 U2 mittl. Berl. Zeit April 9,3.55 9S luittl. Beil. Zeit
Länge des ft . . . = <> 26« 21' 43,9" 6s 26» 21' 31"
Länpe des Perihels = 7« 2« 11' 46,9" 7^ 2» 12' 29"
Inklination . . . . = 21« 16' 29,2" 21« 15' 55"
log (? = 9.964 466 9,964 489 6
Bewegung- reclitläulig. Bewegung rethtlii uflg.
Der Komet zeichnete sich bei massigem Volumen durch seine kom-
paktere Masse aus. — In den Südländern jenseits des Aequators ist er
am Ende März uuil Anfangs Ajiril sehr gross und iiräehtig erscliienen.
Ich hoöe noch immer auf gute Beobachtung vom Vorgebirge der guten
Hoffnung, oder Paramatta. Bisher sind mir nur die zur ferneren Be-
richtigung der Hahn nicht hinreichend genauen Distanzmessungen des
Kometen vor dem Perihel von einem aus Ostindien heimkehrenden
Amerikaner bekannt geworden. Leider ist Rümkkh niclit niclir in
Paramatta."
') Vgl. Abliundluiig Nu. 131, ö. 456—458. Scu.
■'} Vgl. Abbandhing No. 119, S. 427. Sch.
195. Vermischte astr. Bemerkungen aus mehreren Schreiben an Gruithuisen. 657
195. Termischte astronomisclie Bemerkimgeii aus mehreren
Sclireibeu an (jinithuisen.
Bremen, 10. Oktober 1831.
[Gruithuisen. Neue Analekteu für Erd- uud Himmelskaade, Bd. I. 3. Heft, S. 5. 6. MüDcbea 1832.]
In Astrouomicis giebt es, so viel ich weiss, weder am Himmel,
noch auf der Erde etwas sonderlich Neues. Die ungewöhnliche Hellig-
keit, die man am Abendhimmel am 25. und 26. .September in Breslau
wahrgenommen hat, ist mir deswegen merkwürdig gewesen, weil Zeitungs-
Nachrichten zu Folge, diesen Sommer auch in Italien ähnliche Erschei-
nungen bemerkt sein sollten, und Herr Haedixg mir von Göttingen
schrieb, die Abenddämmerung hätte dort im August immer ganz un-
geuöhnlicli lange gedauert; hier bin ich auf diesen Umstand nicht
aufmerksam gewesen. Haben Sie etwas davon erfahren, oder etwas
Näheres darüber gehört? — Das künftige Jahr wird um so reicher an
interessanten astronomischen Erscheinungen sein. Sieben Mal werden
— freilich nicht immer für uns sichtbar — Planeten vom Monde be-
deckt, uud man wird den ganzen Herbst hindurch den BiELi'schen
Kometen zu beobachten haben. Die Ephemeride, die Baron Damoiseau
für diesen BiELA'schen Kometen berechnet hat, ist ganz irrig. Ich habe
eben aus den Elementen, die Da:moiseaü für 1832 aus seinen Störungs-
rechnungen bestimmt hat, eine richtige Ephemeride abgeleitet und sie
Herrn Professor Haeding für seine kleinen Ephemeriden mitgetheilt. ') —
Beim Durchlesen Ihrer Analekten fiel mir auf, dass Seite S5 ein, frei-
lich schon in der Urschrift befindlicher Druck- oder Schreibfehler in
der Uebersetzung wieder mit aufgenommen wurde. Es muss nämlich
statt ,.in den Bewegungen der Erde" heissen: „in den Bewegungen des
Saturns". Von unserem Quetelet in Brüssel, und wie sich dort jetzt
die Sternwarte gestaltet, habe auch ich nichts Zuverlässiges gehört.
Bremen, 24. November 1832.
[Gruithuisen. Neue Analekten für Erd- und Himmelsknude. Bd. I, 2. Heft. S. 84. München 1832 ]
Dass ich zwei Beobachtungen des ENCKE'scheu Kometen von Mos.sotti
aus Buenos-Ayres erhalten habe, werden Sie aus Schumachee's Astro-
nomischen Nachrichten ersehen haben.-) Die grosse Lieh tscli wache
des Kometen am 6. Junius bei seinem doch so geringen Abstände von
der Erde ist merkwürdig, und scheint auf eine physische Veränderung
dieses Kometen seit 1795 zu deuten. Den BiELA'schen Kometen, den
'■) Vgl. Abhandlung No. 125, S. 437—439. Sch.
=) Vgl. Abhandlung No. 123, S. 430. Sch.
OUcrs I 42
558 Vermischtes in Briefen.
Sir John BLekschel wohl am 23. September bei seiner diesmaligen
Wiederkunft zuerst entdeckt und beobachtet hat, werde ich selbst auch
nicht sehen, so sehr ich wünschte, meine alte Bekanntschaft von 1805
und 1826 mit ihm zu erneuern. Den bisher bekannt gewordenen Be-
obachtungen nach treffen Damoiseau's Elemente näher zu, als die von
Santini; ja sie würden fast ganz genau zutreffen, wenn man die Zeit
des Perihels etwa 21 bis 22 Stunden früher setzt, was von dem nicht
in Betrachtung gezogenen "Widerstände des Aethers herrühren kann.
Bremen, 23. April 1833.
[Gnüthnisen. Nene Analeiten für Erd- und Himmelsknnde, Bd. I, 3. Heft, S. 82—85. Mftnchen 1S3.1.)
Melanderhjelm's Theorem habe ich immer für unerwiesen gehalten;
auch hat vordem, so viel ich mich erinnere, nie ein eigentlicher Mathe-
matiker es angenommen, oder Gebrauch davon gemacht. Die Planeten
werden den Aether, in dem sie sich bewegen, um sich her nach ihrer
Masse und ihrem Abstände von der Sonne mehr oder weniger verdichten;
aber von diesem verdichteten Aether ist die eigentliche Atmosphäre
derselben noch sehr verschieden. Diese, die bei unserer Erde aus Luft-
arten, Dünsten und Dämpfen besteht, hängt doch auch wohl von der
auf der Oberfläche des Planeten herrschenden mittleren Temperatur ab,
und muss die Substanzen enthalten, die sich in dieser Temperatur nur
in gasförmigem Zustande erhalten können. — Ich bin neugierig, ob man
bei der bevorstehenden, höchst merkwürdigen Bedeckung des Sterns
4. Grösse in den Zwillingen in der Nacht vom 19. auf den 20. August
von der Venus etwas von der Atmosphäre dieses Planeten wahrnehmen
wird. Ich bitte Sie recht sehr, auf diese Bedeckung mit Ihrem scharfen
Auge und Ihrem guten Fernrohr recht aufmerksam zu sein. (Freilich
wird sich diese Bedeckung auf den östlicher gelegenen Sternwarten
noch besser beobachten lassen.) South konnte bei einer Bedeckung eines
Sterns von Jfars. wie es scheint, nichts von einer 3/or,*-Atniosi)hiire
gewahr werden. Der Stern behielt unveränderlich sein bläuliches Licht,
bis zur wirklichen Bedeckung. Das Nähere über diese Beobachtung
werden wir wohl im nächsten Bande der PhUosophical TransacHons lesen.
Sie sagen mir, Sie wären jetzt gar nicht mehr geneigt, Schkoteu's
Ansicht, dass der Ring des Saturns nicht rotire, zu bezweifeln. Har-
iiiNo hingegen, der Mitbeobachter von Schuöteu, schreibt mir, er sei
von meiner Erklärung der LiHrnthaler Beobachtung jetzt fast überzeugt,
hal)e alle die vier Lichtknoten, die sich nach opiischen (icsctzen auf
den Ansen zeigen müssen, die Ringe mögen so geschwind rotiren, wie
sie wollen, gerade an den Stellen gesehen, die ich dafür bcrcciiiict hatte,
und glaube nun nicht mehr an die Nichtrotation der Ringe. Ich habe,
195. Vermisclite astr. Bemerkungen aus melueien Schreiben an Gniithuisen. 659
um meine Erklärung der LiUeiithal'schen Beobachtung den Astronomen
wieder in Erinnerung zu bringen, einen kleinen Aufsatz darüber an
Herrn Etatsrath Schumacher geschickt. Er wird ihn aucli in die
Astronomischen Nachrichten einrücken, hat aber für gut befunden, ihn
auch noch besonders in einem Cirkular abdrucken zu lassen, um ihn
früher in die Hcände der Astronomen zu bringen, die sich jetzt mit
Beobachtungen des Saturnrings beschäftigen. Ich hofie, dass die
Beobachter dadurch veranlasst werden, die Erscheinungen, die sich nach
photometrischen Gesetzen immer an denselben Stellen der Anseu un-
beweglich zeigen müssen, von denen sorgfältig zu unterscheiden, die aus
wirklichen Ungleichheiten auf oder an den Ringen entstehen, und die
allein über die Eotation belehren und Auskunft geben können.
Da also meine Theorie auf photometrischen Betrachtungen des
Saturnrings beruht, so bin ich um so begieriger, die Dissertation des
Herrn Dr. Albeet zu sehen, deren Zusendung Sie mir gütigst ver-
sprachen. Ich bitte recht sehr, dies nicht zu vergessen.
Es ist mir sehr schmerzlich, dass ich selbst den Saturn in seiner
gegenwärtig so interessanten Lage gar nicht beschauen kann. Aber
nun schon seit 16 Monaten habe ich den gestirnten Himmel leider nur
durch die Fensterscheiben meines Krankenzimmers gesehen.
Bessel hat nun seine Zonenbeobachtungen zwischen — IS** und
+ 45*' beendigt, und in diesem Theil des Himmels etwa 75000 Sterne
bestimmt. Er selbst wird sich nun hauptsächlich mit seinem schönen
Heliometer beschäftigen, wodurch wir noch viele Aufklärungen über die
wichtigsten Punkte des Weltenbaues von diesem unvergleichlichen Astro-
nomen zu erwarten haben. Die Zonenbeobachtungen wird sein geschick-
ter Gehülfe, Herr Busch, fortsetzen.
Unser grosser Gauss wird seine bewundernswürdigen magnetischen
Beobachtungen, die mit Recht eine so grosse Aufmerksamkeit bei allen
Physikern erregt haben, hoffentlich nun bald in einem eigen dazu er-
bauten magnetischen Observatorio fortsetzen können, bei dessen Kon-
struktion durchaus gar kein Eisen angewendet ist. Ich verspreche mir
sicher von seinen Forschungen, mit den von ihm erfundenen Instrumen-
ten, die eine so ausserordentliche Genauigkeit geben, noch die grösste
Revolution in diesem so wichtigen und mit so vielen anderen Zweigen
innig zusammenhängenden Theile der Naturlehre.
Die in der Nacht vom 12. auf den 13. November 1832 gesehenen
Meteore, deren auch Sie im letzten Hefte gedenken, sind doch höchst
merkwürdig. Addison, der sie von den Hügeln von Malvern über eine
Stunde lang beobachtete, hat der königlichen Societät in London einen
Bericht darüber eingeschickt. Es war eine beständige Folge von Feuer-
meteoren von verschiedener Grösse und Glanz. Er zählte einmal 48
42*
ggQ Vermischtes in Briefen.
solcher Sternschnuppen in fünf Minuten. Alle fingen mit einem kleinen
Lichtpunkte an, nahmen schnell an Grösse und Helligkeit zu. durcli-
schosseu mit grosser Schnelligkeit einen beträchtlichen Bogen und Hessen,
plötzlich verschwindend, einen langen Streif von lebhaftem weissen Licht
zurück, der sich langsam in blasses Gelb veränderte. — Gegen Morgen
müssen diese Meteore sich -wohl etwas vermindert haben, denn Herr
Professor Bexzesberg schreibt mir, sein Schreiber, Herr Crsxonis, habe
von 4 bis 7 Uhr 267 Sternschnuppen gezählt, worunter 30 bis 40 grosse
waren. Das ganze Phänomen erinnert lebhaft an das durchaus ähn-
liche, was besonders Herr von Hujiboldt auch am 12. November 1799
beobachtete.
196. Ueber die Eotatiou der ßinge des Saturiis.
(Gruiümisen. Neue Analekten für Krd- und Himmelskundo. Bd. I, 1. a. 5. Helt, S. 64— G9. München 1833.]
Nach theoretischen Gründen muss nothwendig der Eing des Saturns
um ihn rotiren, damit der Ring und seine Theile sich in ihrer Lage
erhalten können. Rotirten die Ringe nicht, so würden, sobald durch
irgend eine kleine Veränderung die Schwerpunkte der Ringe und des
Planeten nicht mehr genau zusammenfielen, die Ringe unausbleiblich
auf den Saturn stürzen. Auch bemerkte Heeschel im Herbst 1789,
wie damals die Erde der Ebene des Ringes sehr nahe kam, und dieser
nur als eine schmale Linie erschien, ausgezeichnete Stellen auf den
Ansen, aus deren veränderlichen Stellungen gegen den Planeten an
demselben oder verschiedenen Abenden er auf eine Rotation des Ringes
in lO*" 32' 15" schloss, eine Periode, die nahe mit der, die La Place
dafür aus der Theorie bestimmte, übereinkommt, besonders wenn, wie
Herschel angiebt, seine Bestimmung sich nur auf den äusseren Ring
bezieht. So schien also Theorie und Beobachtung vollkommen zu har-
monireu. Als aber der verschwundene Ring im Jahre 1803 wieder
sichtbar wurde, machte Schrötek und seine Gehülfen in Lilienthal
Beobachtungen, die er l)is zum .Tunius, da der Ring wieder verschwand,
und auch später, als der Planet mit wieder sichtbar gewordenem Ringe
aus den Sonnenstrahlen hervortrat, fortsetzte, aus denen er mit mathe-
matischer Gewissheit folgern zu können glaubte, dass die Ringe gar
nicht rotirten. Er sah nämlich auf der westlichen Anse einen, auf der
östlichen zwei ausgezeichnete Punkte immer in derselben unverrückten
Lage; ja, um keinen Zweifel überzulassen, beobachtete er diese Punkte
eine ganze Winternacht, mehr als H Stunden hindurch, immer in der-
selben unveränderten Stellung gegen den l'laneten, da doch die Ringe
J
196. üeber die Rotation der Biug'e des Satuins. 661
während dieser Zeit beinahe eine ganze Rotation gemacht haben
mussten. wenn die HEEScHEL'sche oder La PLACE'sche Rotationszeit wirk-
lich Statt fände. Diese ausgezeichneten Punkte, die er als vielleicht
100 Meilen hohe Berge zu erkennen glaubte, waren auf der später
siclitbar werdenden Südseite des Ringes gerade an denselben Stellen,
wie auf der Nordseite.
Gegen diese mit so vieler Zuversicht behauptete Schlussfolgerung
meines verewigten Freundes machte ich ihm bald nachher die Einwen-
dung, dass das, was man in LUienthal gesehen hatte, mir nur eine
nothwendige Folge der Erleuchtung der Ringe durch die Sonne schiene,
die immer an den von ihm angegebenen Stellen der Ansen, nach optischen
(besetzen, eine solche Erscheinung hervorbringen müsse, die Ringe
möchten auch noch so geschwind rotireu.
Denn, wenn man annimmt, dass beide Ringe und alle ihre Theile
in einer Ebene liegen, und wenn man Ri, Em die inneren, Bn, -Riv die
äusseren Halbmesser der beiden Ringe nennt, und auf der grossen Axe
der Ringellipsen vom Mittelpunkt des Saturns die Abscissenlinie ^ x
nimmt, so ist die Menge der erleuchteten Theile, die in der auf die
Abscissenlinie senkrechten Ordinate y liegen, für jedes x imVerhältniss von
!,= VB-u — x"- — y.B-1 — sc- + VJi'-iv— Ä- — VR-m — x\
Dies Verhältniss bleibt immer dasselbe, die Ringellipse mag so
schmal werden, wie sie will, findet also auch dann noch Statt, wenn sie
bei geringer Erhebung des Auges über die Ringebene und nur als eine
mehr oder weniger zarte Linie erscheint. Auch dann also wird die
Lichtstärke der einzelnen Punkte x auf den Ansen im Verhältniss von
y sein. Nun giebt es für y auf jeder Anse zwei Maxima und ein Mini-
mum. Um sich einen Begriff von den Lichtstärken der verschiedenen
Theile der Ansen zu machen, habe ich nach Stbuve's Abmessungen der
Ringe folgende kleine Tafel berechnet, und dabei die Lichtstärke der
Anse unmittelbar gleich am Rande des Planeten = 1,000 angenommen:
X = 8,996" Lichtstärke = 1,000
X = 11,000" „ = 1,143
X = 12,500" ,, = 1,386
X = 13,334" „ = 1,886 erstes Maximum,
X = 15,000" „ = 1,580
X = 16,000" „ = 1,452
X = 17,238" „ = 0,560 Minimum,
X = 17,645" , = 1,254 zweites Maximum,
X = 18,500" „ == 1,016
X = 19,000" „ = 0,842
X = 20,048" „ = 0,000
(562 Vermischtes in Briefen.
Dies wird einen Begriff von den Erscheinungen geben, die die
Ringansen darbieten werden. Es müssen also sich auf jeder Anse zwei
hellere Stellen zeigen, eine sehr helle und ausgedehnte, ungefähr in der
Mitte der Ansen, und eine kleinere, schwerer zu unterscheidende gegen
das Ende derselben. Da das Hellere auch grösser erscheinen wird, so
werden sich zwei Lichtknoten auf jeder Anse auszeichnen, die leicht
für Berge angesehen werden konnten. Auch musste natürlicli Schkotek
diese Lichtknoten auf der Südseite der Ringe an eben den Stellen seheuj
als an der Nordseite.
Diese regelmässige Erscheinung der zwei ausgezeichneten Licht -
knoten auf jeder Anse setzt aber voraus, dass beide Ringe und alle
ihre Theile genau in einer Ebene liegen. Haben die Ringe eine kleine
Neigung gegen einander (welches sehr wahrscheinlich ist, weil im An-
fange der Wiedererscheinung die westliche Anse immer deutlicher und
lichtstärker als die östliche sich zeigt), oder sind die einzelnen Theile
der Ringe nicht genau in einer Ebene (was wohl gewiss Statt finden
wird), so müssen sich manche Anomalien in den oben berechneten
Erscheinungen zeigen, besonders dann, wenn die Erde oder die Sonne
der Ringebene gar sehr nahe kommt. Im ersten Falle werden die vor-
liegenden Theile viele der inneren verdecken, im anderen durch die
dann so ungeheueren Schatten verdunkeln. Letzteres war im December
vorigen Jahres der Fall; deswegen zeigten sich Anfangs die Lichtknoten
nicht, und kamen erst nach und nach zum Vorschein, als die Sonne sich
immer mehr über die Kingebene erhob, obgleich von der Erde aus die
Ansen zwar immer heller, aber wirklich immer schmäler gesehen wurden.
Der andere Fall wird gegen den 30. April, und gleich nach dem 8. Junius
Statt finden. Zeitmomente, die auch in anderer Rücksicht für die Astro-
nomen zur Bestimmung der Knotenlinie und Neigung der Ringe so
wichtig sind. Denn die Durchgänge der Erde durch die Ringebene
lassen sich viel genauer beobachten, als die Durchgänge dieser Ebene
durch die Sonne.
Es ist sehr zu wünschen, dass die Astronomen in diesen beiden
merkwürdigen Zeitpunkten niclit blos auf die Verscliwiiidung und Wieder-
erscheinung des Ringes, sondern auf alle dabei vorkommenden l'hänomene
sehr aufmerksam sein mögen. So wird es woiil gelingen, jene aus-
gezeichneten Punkte, die nach optischen Gesetzen da sein können, die
Ringe mögen so geschwind rotiren als sie wollen, und diejenigen, die
durch vortretende oder hinterstehende Trabanten veranlasst werden,
von denen zu unterscheiden, die wirklicii dmch ungleiche Theile auf
den Ringen selbst, es seien nun Erhiibcnheiten, oder das Liclit stärker
zurückwerfende Steilen hervorgebracht werden, und die allein zur Be-
stimmung der Rotation der Ringe dienen können. Wahrscheinlich wird
197. Aus einem Schreiben an Gruithuisen. (363
man dann einige von den 5 Lichtstellen wieder erkennen, aus deren
veränderlicher Stellung gegen den Planeten Heeschel diese Eotation
mit so viel Umsicht und Behutsamkeit bestimmte. Dies wird um so
gewisser geschehen, wenn die jetzt angewandten grossen Reflektoren
und Eefraktoren zum Theil stark genug sein sollten, auch die Schneide
der Ringe selbst noch sichtbar zu machen, wie dies Herschel von
seinem grossen Teleskopen rühmte.
Bei meinem verewigten Freunde Schköter wollte meine Erklärung
der Lllienthaler Beobachtung, die nachher Prof. Brandes sowohl in
seinen Briefen, als in seinen Vorlesungen über Astronomie sehr gut und
umständlich vorgetragen hat, keinen Eingang finden; aber jetzt habe
ich das Vergnügen, dass der Theilnehmer an jener Beobachtung in
Lilienthal, Herr Professor BLiRDiNa in Göttingen, immer mehr von der
Richtigkeit meiner Ansicht überzeugt zu werden scheint.
Wie La Place die ScHRöTER'sche Beobachtung zu erklären versucht
hat, ist allgemein bekannt.
197. Aus einem Sclireiben an Grruitliuisen.
[Gruitbuisen, ÄstrOQomiscbes Jahrbuch für 1841, S. 180 (Note).]
Bremen, 18. September 1825.
Olbeks sagt in einem Schreiben fdatirt Bremen, 18. September 1825),
nachdem ich ihm meine Abhandlung über die Spuren der Mondbewohner
im KASTNEE'schen Archive von Göttingen aus überschickt hatte: „Auch
ich halte es für sehr wahrscheinlich, dass der Mond von lebenden, selbst
von vernünftigen Geschöpfen bewohnt wird, und dass etwas, unserer
Vegetation nicht ganz Unähnliches auf dem Monde Statt finde! Auch
ich hoffe, dass sich Spuren von beiden, sowie von anderen, auf dem
Monde wirksamen, diesem Weltkörper eigen thtimlichen Naturkräften
nach und nach immer deutlicher werden wahrnehmen lassen. Die Be-
mühung, diese Spuren vegetabilischen und animalischen Lebens auf dem
Monde aufzusuchen, die auf seiner Oberfläche stattfindenden periodischen,
zufälligen, vorübergehenden oder bleibenden Veränderungen genau zu
bemerken und zu konstatiren, halte ich für höchst verdienstlich und
wichtig. Sie, Herr Collega, haben schon viel sehr Merkwürdiges be-
kannt gemacht, was dahin zu gehören scheint, und mit Recht dürfen
Avir erwarten, dass Sie noch viel sehr Merkwürdiges aus dem so reichen
Schatz Ihrer Tagebücher uns mittheilen, oder künftig entdecken werden.
Ihr vorzüglich scharfes Auge, von treiflichen Instrumenten unter-
664 Vermischtes in Briefen.
stützt, Ihr bewundernswürdiger, ausdauernder Fleiss und Ihr so seltenes
Talent, womit Sie das Gesehene so treu und schön in Zeiclinung und
Steindruck wieder darzustellen im Stande sind, machen Sie vorziiglicli
geeignet, uns hierin noch weit zu führen" (Kastner's Archiv für die
gesammte Naturlehre, Band VIII, Heft I, S. 57 und Extraabdruck).
198. Yerinisclite astronomisclie Mttlieihuigeii, aus zwei
Schreiben an Griiitliiiisen.
[Gmithtiisen. Astronomisches Jahrbnch für 1830, S. 107—109; 111—114.)
Bremen, 19. Januar 1830.
Sehr angenehm war es mir, alle Ihre zum Theil so genialen Ideen
über das Weltgebäude mit den Beweisen, die Sie dafür zu haben glauben,
in Ilirer Naturgeschichte des HimmeU bei einander zu finden. . . . Dass
ich in einigen Tlinen niclit beipflichte, ist Ihnen bekannt. Aber diese
Verschiedenheit unserer Meinungen hat so wenig mein Vergnügen bei
der Durchlesung Ihres Buches gestört, als sie unsere freundschaftliclien
Verbindungen stören wird. Freunde brauchen nicht eben einerlei Mei-
nungen über wissenschaftliche Gegenstände zu haben; jeder kann seiner
Ueberzeugung folgen und getreu bleiben.
Etwas befremdet hat mich, was Sie Seite 322 der Naturgcgchiclite
des Himmels und Seite 45, 40 der Analelden (Bd. II, Heft 1) vom
Kometen oline Kopf sagen. Von diesem Kometen konnte der Beobachter
nur deswegen den Kopf nicht sehen, weil er für ihn zu nahe bei der
Sonne stand, und kurz nach der Sonne in der hellen Abenddännnerung
unterging. Aristotklks sagt ausdrücklich, dass er nur deswegen am
ersten Tage- der Erscheinung des Kometen diesen selbst nicht sehen
konnte; am folgenden war er schon weiter von der Sonne gerückt, auch
mit dem Kopf sichtbar und Ahistotklks konnte diesen nacli und nach
bis zum Orion fortrücken sehen. Von den Kometen von 1068 und 1702,
wovon man in Italien des Abends den Schweif sah. konnte man in
südlicheren Ländern auch den Kopf sehen. Der des Kometen von 1()08
war nur klein; aber den Kopf des Kometen von 1702 sah Le Sueüe,
den 27. und 28. Februar und 1. März (Memoire de l'Academie de Paris
1702, p. äü3), an der Mündung des Mississippi sehr gross.
So viel ich bis jetzt wei.ss, hat Bodusi^AwsKi den (HALLKY'schen)
Kometen vor seiner Konjunktion mit der Sonne am 24. November 1835
198. Vermischte asMonoiii. Mittheilniigen, aus zwei Schreiben an Gruithnisen. 665
zuletzt, und der Astronom Keail in Mailand nach derselben am 30. De-
cember 1835 zuerst wieder gesehen. Wahrscheinlich haben Sie den
Kometen wegen anderer Geschäfte, oder vom Wetter gehindert, nicht
sehr anhaltend beobachtet. Sie würden sonst bei Ihrem so scharfen
Auge mit Ihrem 5füssigen Fkauenhofee eben so gut die merkwürdigen
Veränderungen, die sich im Kopf des Kometen seit dem Anfange des
Oktobers entwickelten, wahrgenommen haben, als Herr Hofrath Schwabe
mit seinem 6füssigen Fernrohr.
Bremen, 31. December 1837.
Länger mag ich es doch nicht aufschieben, Ihnen, mein hochver-
ehrter Herr ('ollega, wenigstens ein Lebenszeichen von mir zu geben und
Ihnen zu Ilirer neuen physiognostischen Sternwarte meinen herzlichen
Glückwunsch abzustatten. Was den Sehwerkzeugen an Grösse ab-
geht, wird Ihr scharfes Gesicht grössten Theils ersetzen. Sie können
dies nun gleich bei dem immer mehr jetzt aus den Sonnenstrahlen
hervorwindenden Saturn auf die Probe stellen. Bekanntlich hat Encke
mit dem Berliner grossen Achromat deutlich eine Theilung des äusseren
Ringes dieses Planeten im vorigen Sommer gesehen, wovon auch früher
Shobt und vor wenig Jahren Katee Aehnliches wahrgenommen haben.
Dass diese Theilung nicht immer gleich sichtbar sein niuss, folgt schon
daraus, dass die beiden Heeschel, Steuve, Bessel u. s. w. sie nie
erblickt haben. Ich bin äusserst neugierig zu erfahren, ob sie sich
auch nun nach der Konjunktion mit der Sonne wieder zeigen wird, und
ob auch Sie, Herr CoUega, dieselbe bemerken können. Kater's Fern-
rohr war wohl kaum von der Kraft, wie Ihr grösstes.
Am Himmel giebt es wenig Neues. Die Kometen sind sehr selten
geworden; ob wirklich an sich, oder fehlt es noch an Nachfolgern der
PoNs, Gajibabt, Haeding u. s. w., die sie so emsig suchten und so gut
zu. finden wussten? Einen Kometen, den ENCKE'schen, werden wir doch
im nächsten Jahre 1838 gewiss sehen, und zwar diesmal so schön und
gross, wie dieser kleine Weltkörper von der Erde aus vor seiner Sonnen-
nähe nur immer gesehen werden kann. Nach den gütigen Mittheilungen
des Herrn Professor Encke wird er 1838 am lU. December Mittags
seine Sonnennähe erreichen. Im Jahre 1795, wie ich diesen merk-
würdigen Weltkörper zum ersten Male sah, ging er am 21. December
durch dieselbe. Seine scheinbare Bahn ist deswegen 1838 derjenigen
ähnlich und fast parallel; nur liegt sie diesmal nördlicher und west-
licher. Auch kommt der Komet diesmal der Erde näher, und fast so
nahe, als er ihr nur immer kommen kann. Er wird im Anfange des
Septembers bei der Fliege durch Fernrohre sichtbar werden, dann im
September und der ersten Hälfte des Oktobers zwischen dem Triangel
QQQ Vermischtes in Briefen.
und dem Medusenkopf, und zwischen der Andromeda und dem I'erseus
liinaufsteisfen; dann mit geschwindem Lauf mitten durch die Cassiopeja
und die Brust des Cepheus gehen, und sich von dort im November erst
schnell, dann nach und nach langsamer zwischen dem Drachen, dem
Schwane und der Leyer zum Herkules herabsenken, diesen an der öst-
lichen Seite und durch Hals und Keule durchlaufen, und endlich durch
die westliche Hand des Schlangenträgers sich, wieder rechtliiufig wer-
dend, zum westlichen Beine desselben wenden, und dort mit dem An-
fange des Decembers unter den Sonnenstrahlen verschwinden. In den
letzten Tagen des Oktobers und der ersten Hälfte des Novembers wird
er wahrscheinlich ganz gut mit blossem Auge zu sehen sein.
Ich habe mich einige Zeit etwas mit den Sternschnuppen beschäftigt,
die jetzt immer mehr dem Gebiet der Astronomie anzugehören scheinen.
In Schümachek's, bei Cotta erscheinendem Jahrhuche für 1S37 habe ich
eine kleine Abhandlung ') über diese räthselhaften Meteore eingerückt,
hauptsächlich um zu zeigen, dass ich nicht die mir fälschlich zuge-
schriebene, irrige Meinung hege, als wären die Sternschnuppen Aus-
würflinge von Mondvulkanen. In dem Jahrhuche für 1838 gebe ich Nach-
richt"^) von den diesjährigen Beobachtungen derselben am 10./ 11. August,
einem Tage, an welchem sie periodisch in grosser Menge alle Jahre
zu erscheinen pflegen, doch nicht ganz so sehr wie am 11. /12., 12./18.
und l:i/14. November. Es ist mir ungemein angenehm, dass jetzt die
Aufmerksamkeit der Astronomen und Physiker so lebhaft auf diese Er-
scheinungen gerichtet ist, die noch so viel zu erforschen übrig lassen.
Die diesjährigen November-Beobachtungen sind in Europa grösstentheils
durch bedeckten Himmel vereitelt worden.
11)!). Vermischte asti'ouomisclie Mittlieilungeu, aus mehreren
Schieibeu aii Griiithuiseii.
(Gmithnison, Antronomisclies Jahrbuch für 1840, S. 117—110; 121 — 127; 132—133.)
Bremen, 27. März 183(5.
(Ea ist die« dar im Aatronomischen Jahrbuch« S. 109 Note angezeigte, dod wieder aufgefundene Brief.i
BüHCKHABDT glaubte noch mit Ihnen in seiner Preisschrift über
den Kometen von 1770, dass Jtipiter diesen Kometen vielleicht ver-
'J Vgl. Abhamllunir Nu. 12, S. 155—174. ScH.
») Vgl. Abhandlung No. 161, S. 558—566. ScH.
199. Vermischte astr. Mittlieüungen, ans mehreren Schreihen an Grnithuisen. 667
schluckt, oder zu seinem Trabanten gemacht haben könne; als er aber
später auf La Place's Veranlassung die Bahn, die dieser Komet 1779
in der Nähe des Jtqnters beschrieben hatte, genauer untersuchte, fand er,
dass der Komet, ob er gleich seinen Weg mitten durch das Trabanten-
system des Jupiters nahm, sich doch nur in einer sehr veränderten
Bahn wieder von ihm entfernte. — Dass Sie Mtglied der Königlichen
medicinischen Akademie (in Paris) geworden sind, ist mir um so erfreu-
licher, weil ich wahrscheinlich bei derselben Gelegenheit auch dazu
ernannt worden bin, ich also auch hierin Sie als Kollegen begrüssen
kann. — Heeschel's angebliche Entdeckungen sind, wie Sie auch schon
bemerkt haben, eine unverschämte, freche und nicht einmal witzige Er-
dichtung. Auch als Satyie hat Heeschel diese ihn wirklieh beleidigende
Broschüre durchaus nicht verdient. Er giebt uns immer blos das, was
er wirklich gesehen hat, und übertreibt die Leistungen seiner Teleskope
gar nicht.
Bremen, 25. Juli 1838.
Zu meinem Verpflichtesten Danke, mein hochverehrter Freund und
Collega, habe ich Ihr mir geschenktes Jahrbuch erhalten. Die Idee,
ein solches Jahrbuch, das uns den Anhang des ehemaligen BoDE'schen
zu ersetzen bestimmt ist, scheint mir eine sehr glückliche zu sein.
Wenn Sie Ihre Korrespondenz noch mehr ausdehnen, die englischen und
französischen Zeitschriften und Journale fleissig extrahiren, vorzüglich
auch aus Italien Nachrichten einzuziehen suchen, da wir von dem, was
in Italien in der Astronomie vorgeht, selten etwas erfahren, so wird es
an Interesse sehr zunehmen, obgleich es des Interessanten schon jetzt
sehr viel darbietet. — Schkötek's Sohn, der Amtmann in Nienhurg.
tritt jetzt aus dem Beamtenstande und wird wahrscheinlich seine Pen-
sion in Lilienthal verzehren, und sich vielleicht wieder mit Astronomie
beschäftigen, da er noch mehrere wertlivolle Instrumente, unter anderen
einen grossen Öfüssigen Frauenhofer, besitzt.
S. 121 Ihres Jahrbuches für 1839 ist ein Irrthum. Der Komet von dem
Santini die Perturbationen und die auf der folgenden Seite vorkommenden
Elemente und Ephemeride für 1839 berechnet hat, ist derjenige, den
man sonst den BiELA'schen nennt. Auch Gambaet entdeckte 1826
diesen Kometen, ohne von Biela's früherer Entdeckung etwas zu wissen,
und auch er fand die kurze Umlaufszeit und die Identität mit dem
Kometen von 1772 und 1805 durch Eechnung unabhängig von Biela.
Der Komet von 1830, den 21. April, gehört also hier gar nicht her. Wie
könnte auch ein Komet, für welchen Sie selbst die Umlaufszeit zu
6,65 Jahren berechnet haben, 1830 und 1839 zu seinem Perihel kommen.
Aus Säntini's mühsamen und verdienstlichen Berechnungen und der
(5(38 Vermischtes in Briefen.
gegebenen Ephemeride geht nnr liervor, dass wir diesen BiELA'scheu
Kometen 1839 gar nicht seilen werden, nicht sowohl wegen seiner
grossen Entfernuno;, sondern weil er beständig unter den Sonnenstrahlen
verborgen bleiben wird.
Sir John Heeschel, der nach dem Kontinent gekommen ist. haupt-
sächlich um seine Tante, die berühmte Cakoline Herschel in Hannover
zu sehen, hat mir wiederliolt bei der Gelegenheit auch einen Besuch
versprochen, aber bisher ist der liebe, von mir sehnlich erwartete Gast
noch immer durch mancherlei unerwartete Hindernisse davon abgehalten
worden; fast muss ich fürchten, dass mir dies Glück, ihn zu sehen, gar
nicht zu Theii wird.
Dass der vermeintliche Komet im Schützen einer von den zahlreichen
Nebelflecken sein werde, die den Bogen des Sagitrtrn zieren, war mir
gleich sehr wahr.scheinlich. Viel wichtiger war mir das Gestirn, das Sie
beim Procyon gesehen zu haben glaubten, da das nach Ihrer Beschrei-
bung ein neuer Asteroide sein konnte. Gleich nach Emjifang Ihrer ersten
Nachricht Hess ich deswegen die Gegend um Procyon von meinem Enkel,
dem Dr. jur. ^^'ILHELM Focke, mit einem Frauenhofer ungefähr von
der Dimension Ihres kleineren untersuchen und mit der HARiiiNG'scheu
Karte wiederholt vergleichen; allein er fand blos die HAKDiNG'schen
Sterne und durchaus nichts Verdächtiges. Haben Sie wirklich damals
einen Asteroiden gesehen, so ist Ihnen eine wichtige Entdeckung, und
ich muss sagen, durch Ihre Schuld entgangen. Hätten Sie gleich den
Ort des verdächtigen (Testirns in der erforderlichen (renauigkeit, am
besten durchs Kreismikrometer, oder auch nur durch Alignements auf
der HARDiNG'schen Karte bestinnnt, so würden Sie leicht und sicher bei
einer zweiten Bcdbachtung erkannt haben, wohin sich der Fremdling
bewege. Entschuldigen Sie meine letzte Erinnerung; es schmerzt mich
zu sehr, dass Sie, mein hochverehrter Freund, um eine rühmliche Ent-
deckung und die Astronomie um eine wichtige Bereicherung gekommen
sind. — Eben erhalte ich einen Brief von Sir Joun HKuscuKii, nach
welchem er Morgen hier eintreffen wird.
Bremen, 3. Oktober 1838.
Dass mir der Besuch von Sir .ImiN Herschel ein grosses Ver-
gnügen gemacht hat, brauche ich Ihnen wohl nicht zu sagen. Dieser
grosse Astronom ist auch ein sehr liebenswürdiger Mann. Von der vor-
züglichen Pracht des südlichen Himmels wai- er noch ganz entzückt,
welche Pracht hauiitsächlich von d(!m grossen Glänze des südlichen
Theils der Milchstrasse und den beiden Wolken herzurühren scheint.
An diesem herrlichen Himmel, durch die ausnehmende Durchsichtigkeit
der Luft am Kap noch verschönert, hat IIehschki, über lUüü Doppel-
199. Vermischte astr. Mittlieilungen. aus mehreren Schreiben an Gruithuiseu. ßßg
Sterne und über 1200 Nebelflecken aufgefunden. Der Stern // in der
Karlseiche oder im SchiS Ä7-go schien doch, wie er ihn auf seiner Rück-
reise nach Europa zuletzt sah, schon wieder an Licht abgenommen zu
haben, und noch kaum so lichtstark zu sein als a im Orion. — Auch
an dem Stern Alphard, oder a der Wasserschlange, hat Sir John einen
Lichtwandel bemerkt; die Periode ist von 30 Tagen, die Epochen sind
aber deswegen etwas schwer zu bestimmen, weil man seine Licht-
stärke unter den ihn umgebenden Sternen nur schicklich mit y Leonis
vergleichen kann, der doch schon ziemlich entfernt von ihm ist. Den
ersten innersten Saturnstrabanten, den man mit dem Refraktor in
Bogenhausen sieht, und den nun auch Dümottchel oder vielmehr sein
Collega, der Pater De Vico in Rom, wiederholt gesehen hat, konnte
von Sir Johx, unerachtet der durchsichtigen Luft am Kap, mit seinem
20füssigen Teleskop nie wahrgenommen werden. Hekschel fordert
aber strenge Beweise, dass das Lichtpünktchen, das man für den
L Saturnstrabanten gehalten hat, auch wirklich dieser Trabant, und nicht
etwa ein kleiner Fixstern gewesen sei. — Die Theilung des äusseren
Saturnringes bestätigt sich nicht nur (Encke hat sie auch dies Jahr [1838]
wiederholt aufs Deutlichste gesehen), sondern in Rom hat Pater De
Vico (und Di-mouchel) nicht allein diese, sondern auch eine dreifache
Theilung des inneren Ringes, wie er versichert, so bestimmt wahr-
genommen, dass dabei durchaus keine optische Täuschung Statt finden
konnte. — Als Ritter Encke ihm von der ersten Auffindung des vor-
jährigen Kometen am 16. September unterm 20. September Meldung
machte, setzte er noch Folgendes bei: „Er war noch äusserst licht-
schwach, etwa 2' im Durchmesser, und die Fehler der Ephemeride fanden
sich in 3 Tagen in der Rektascension -f 2' 18", + 2' 28", + 2' 32", in
der Deklination + 1' 33", -f- 1' 37", + 1' 15"; beide giebt die Epheme-
ride um so viel zu gross an."
Bremen, 22. Februar 1839.
Hofrath Schwabe hat uns Abbildungen des ENCKE'schen Kometen
bei seiner diesmaligen Erscheinung in den Astronomischen Nachrichten
gegeben, die Sie nun schon erhalten haben werden. — Sehr schöne
Figuren des HALLEv'schen Kometen hat Staatsrath Steüve in einer
eigenen, in Folio gedruckten Geschichte der Erscheinung von 1835 ge-
liefert. Die Vergleichung dieser Figuren mit denen von Bessel und
Schwabe zeigt, wie verschieden sich derselbe Gegenstand, nach Be-
schafi'enheit des Fernrohrs, der Luft, vielleicht auch noch dem die Auf-
merksamkeit mehr oder weniger in Anspruch nehmenden Umstand,
verschiedenen Beobachtern zeigt. — Mein Enkel, der Dr. jur. AV. Fockk,
der mit Liebe und Fleiss den gestirnten Himmel oft betrachtet und
670 Vermischtes in Briefen.
durchmustert, versichert, das Zodiakallicht in diesem Jäuuer und Februar
in ganz ungewöhnlichem Glänze gesehen zu haben. Er hat den Encke'-
schen Kometen am 20. Oktober 1838 zuerst erblickt, und bis zum
27. November verfolgt; auch Zeichnungen von ihm mit meinem öfüssigen
Dollond und Gfüssigen P>auenhofer entworfen, die aber mit den Abbil-
dungen des Hofraths Schwabe nicht sonderlich übereinstimmen.
200. Die Iteideu letzten Sclireibeii Olbers' au Gruithuiseu.
[Oraithoiseu, Astronomisches Jahrbuch für 18-11, S. 136—140.]
Bremen, 28. März 1839.
Längst würde ich Ihren Brief vom 7. März beantwortet haben
oder beantwortet haben lassen, wenn mir ersteres eine noch nicht ganz
wieder gehobene Unpässlichkeit nicht unmöglich gemacht, und ich Ihnen
wirklich etwas zu schicken gehabt hätte. Allein Dr. Wilhki-m Fück-k
weigert sich hartnäckig, eine von seinen Zeichnungen des HALLEv'schen
Kometen herzugeben. Diese Zeichnungen wären blos zu seiner eigenen
Instruktion gemacht, gar nicht geeignet, der "Welt lithographirt mit-
getheilt, und schlechterdings unwerth, einem solchen Kenner und Sach-
verständigen, wie Sie sind, vorgelegt zu werden.
Am Himmel giebt es, so viel ich weiss, nichts besonderes Neues.
Bei der Sonnenfinsterniss am 15. März, und bei der schönen Plejaden-
bedeckung am 19. März war es hier völlig trübe. — Dass eine neue
Stunde von den Berliner akademischen Himmelskarten fertig geworden
ist (die ich aber noch nicht gesehen habe), und dass man in Rom bei
der dortigen so durchsichtigen Luft nun sogar noch einen 7. Stern im
Trapezium vom Orionsnebel entdeckt liaben will, werden Sie, wie ich,
aus den öffentlichen Blättern wissen.
Meine zunehmende Kränklichkeit und Hinfälligkeit wird mir wohl
nicht lange mehr gestatten, Ihnen hienieden die unbegrenzte Hoch-
achtung zu bezeugen, mit der ich beharre etc.
Bremen, 17. November 1839.
Sie müssen es schon einem alten, immer kränkrinden Greise in
seinem 82. Jahre, der selten zum Briefschreil)en fähig, nocli seltener
dazu aufgelegt ist, verzeihen, mein hochverehrter Freund und CoUega,
wenn ei- Ilinen erst so spät und so unvollkommen für Tlire freundlichi'u
Briefe, und Ihr schätzbares Jahrbuch dankt. Letzteres habe ich grössten-
200. Die beiden letzten Schreiben Olbers' an Grnithuisen. QJi
theils mit vielem Vergnügen und Interesse durchgelesen. Bei der zweiten
Abhandlung über die Natur des ExcKE'schen Kometen habe ich Einiges
zu erinnern. In dieser Abhandlung über die Kometennatur führen
Sie abermals Scheötee's Beobachtung vom 8. December ISOö als eine
Beobachtung des ENCKs'schen Kometen an; ich meine doch, ich hätte
Ihnen schon einmal gesagt, dass der Komet, den Scheöter und Maske-
LTNE, Gauss, Bessel, ich etc. den 8. December 180.5 sahen und beobach-
teten, nicht der ENCKE'sche, sondern der BiELA'sche Komet war, der
damals der Erde sehr nahe war und deswegen so gross und augenfällig
erschien. Eben so wenig ist der von Miss Caeoline Heeschel am
1. August 1786 entdeckte und lange beobachtete Komet der ExcicE'sche.
Der letzte wurde von Mechain den 17. Januar 1786 entdeckt und
konnte nur noch einmal am 19. Januar von Mechain und Messiee
beobachtet werden, als er sich unter den Sonnenstrahlen verbarg. Da
man aus zwei Beobachtungen keine Kometenbahn bestimmen kann, so
machte Bueckhaedt verschiedene Hypothesen über die Distanzen des
Kometen von der Erde und suchte so die Bahn zu errathen; allein diese
blieb unbekannt, bis ich, als Encee seine merkwürdige Entdeckung der
kurzen Umlaufszeit seines Kometen gemacht hatte, wahrnahm, dass auch
diese beiden Beobachtungen demselben Kometen angehörten.
Sehr verbunden bin ich Ihnen aber, dass Sie Seite 5 meine Anfrage,
warum man keine fossilen Meteorsteine in den sekundären und tertiären
Gebilden findet und ob man daraus schliessen könne, dass vor der letzten
Ausbildung der Oberfläche unserer Erde noch keine Meteorsteine auf
sie herabfielen? zu beantworten suchen, ob mich gleich Ihre Erklärung
nicht ganz befriedigt. Ich meine noch immer, die Meteorsteine mögen
noch so grosse Veränderungen und Zerstörungen erlitten haben, so müsse
man doch nesterweise, und dadurch kenntlich, die sämmtlichen Bestand-
theile eines solchen Meteorsteins in jenen Gebilden bei einander finden.
Am Himmel giebt es wenig oder gar nichts Neues. Dass in Eom
der Pater De Vico mit dem dortigen vortretflichen Fernrohr von Cau-
CHoix Flecken in der Venus wahrgenommen hat, die endlich die Rota-
tionszeit dieses Planeten sicher bestimmen werden, wird Ihnen schon
bekannt sein. Mit eben dem Fernrohr hat De Vico eine neue Zeich-
nung des Nebelflecks im Orion entworfen und bekannt gemacht. Diese
letztere möchte ich ungemein gern besitzen. Sie können mir dieselbe
von Manchen aus (hier haben wir gar keine Verbindung mit Eoiu) wohl
niclit verschaffen? Alle Kosten und Auslagen würde ich mit Vergnügen
erstatten.
Hendeesox glaubt aus seinen am Kap geraachten Beobachtungen
die Parallaxe von a Centaiiri, eines sich stark bewegenden Doppelsterns
1. und 4. Grösse, auf 1,16" mit einer Ungewissheit von + 0,11" bestimmen
(572 Vermischtes in Briefen.
ZU können. Dieser Stern wäre uns also iiber drei Mal näher als ij
No. (31 Cygni. f
Meine Gesundheit und meine Kräfte nehmen jetzt stark ab, und
aller AVahrscheinlichkeit nach werde ich nicht lange mehr hienieden
wallen. Nun, wie Gott will! Ich bin zum Abschiede aus dieser Zeit-
lichkeit eben so bereit als willig. So lange ich aber noch lebe, werde
ich nicht aufhören in unbegrenzter Hochachtung zu beharren Ihr er-
gebenster Diener, Collega und Freund.
Anhang.
Abliandlmmen medicinischen Inhalts.
Olberä I
4d
201. Erklärimg über die in Bremen durcli den sogenannten
Magnetismus vorgenommenen Knien.
IDeutäches Slnsenm 1787, II. Band, 10. Stück, S. 296—312, Oktolier 1787.]
Bremen, im Juiiius 1787.
Die in Bremen dnrcli den sogenannten Magnetismus vorgenommenen
Kuren haben in Journalen und Zeitungen eine so grosse Menge von
Aufsätzen veranlasst, dass man sich mit Recht wundern kann, von den
Aerzten, die sich als Augenzeugen und Beobachter derselben genannt
haben, gar keine Antwort, keine Vertheidigung, keine Erklärung, keine
weitere Nachricht über diese Allen so sonderbar scheinende Thatsache
zu lesen. Antwort und Vertheidigung ist auch jetzt durchaus meine Ab-
sicht nicht, aber eine Erklärung dieses paradoxen Stillschweigens bei
so vielen dringenden Aufforderungen, und eine kurze Darstellung der
eigentlichen Lage der Sache, glaube ich dem Publiko schuldig zu sein.
Die Geschichte des Magnetismus ist bekannt genug. Herr Mesmeb,
der schon in seiner Inauguraldissertation gezeigt hatte, dass man aus
sehr wahren Naturgesetzen sehr unrichtige Folgerungen ziehen kann,
wenn man jene nicht gehörig versteht, fing bald im Anfange seiner
Praxis in Wien an, in Verbindung mit Herrn Hell, Versuche mit dem
Magnet bei Krankheiten anzustellen, und V\arksamkeit davon zu rühmen.
Die verschiedenen künstlichen Magnete, deren er sich bediente, fanden
anfangs im nördlichen Deutschland, Frankreich, England und Schweden
einigen Beifall, verloren indess bald alles Zutrauen. Er selbst verliess
ihren Gebrauch gänzlich, versicherte aber bei diesen Versuchen eine
Entdeckung von weit grösserer Wichtigkeit gemacht zu haben, sprach
viel von allgemein verbreiteter magnetischer Materie, thierischem Magne-
tismus, den man auf verschiedene Art erregen, vei'uiehren, vermindern,
modificiren und dadurch zur Heilung von Krankheiten anwenden könne;
brauchte einen weitläufigen, auf Einbildungskraft wirkenden Apparat,
dem er mit dem elektrischen einige Aehnlichkeit gab, — — und fand in
Deutschland kein Glück, — Er ging nach Paris, und nun veränderte
sich auf einmal die Scene. Der Enthusiasmus, mit dem man damals
Mesmer lobte, mit dem ganz Paris seinen Opera^onszimmern zueilte,
die Aerzte und Gelehrte, die sich seiner öffentlich annahmen, die Menge
bekannt gemachter Danksagungen von Personen, die ihm ihre Gesund-
43*
(37t> Anhang. Abhandinngen medicinischen Inhalts.
heit schuldig zu sein glaubten, die Aufmerksamkeit, die ihm das Gmi-
vernement bewies, da es ihm 30 000 Lires jährlicher Renten für
die Entdeckung seines Geheimnisses bot, mussten notlnvendig Verwun-
derung bei denen erregen, die bisher seinen animalischen Magnetismus
für ein blosses Phantom gehalten hatten. Seine Schriften dienten wahr-
lich eben nicht, diese Verwunderung zu vermindern: voll von Siitzen,
die offenbaren physischen und phj'siologischen A\'ahrheiten widersprachen,
blieb es um so unbegreiflicher, wie ihr Urheber so lange ein grosses
Publikum täuschen konnte, wenn sein Mittel nicht besser war als die
Theorie, die er davon zu geben suchte. — Die Kommissarien der Aka-
demie und der Fakultät untersuchten endlich die Sache, verwarfen den
Weg, den Mesmer ihnen zur Untersuchung vorschlug, wandten sich an
seineu Schüler, den Arzt des Grafen vox Artois. d'Esi.on, und glaubten
nun gefunden zu haben, dass bei allen seinen Machinationen, allen
seinen Anstalten nichts wirke, als die Einbildungskraft. Seine Anhänger
fanden freilich diese Untersuchung gar nicht entscheidend, die Versuche
nicht gehörig angestellt, die daraus gezogenen Schlüsse falsch — aber
umsonst, das Publikum folgte den imposanten Gründen der Kommissa-
rien, der Magnetismus wurde in Paris nicht mehr der Gegenstand des
Enthusiasmus, sondern des Eidicule. die wenigen noch fest Ueberzeugten
schwiegen. Mesmer verliess selbst Paris, und so wurde alles still.
Nicht so seine Schüler in den Provinzen. Der Marquis von Put-
sEüCE insonderheit, ein Manu aus einer der angesehensten Familien
Frankreichs, setzte den Magnetismus fort, und rühmte sich bald der
wunderbarsten dadurch bewirkten fh-sclieinungen und Kuren. Mksmkr
wirkte blos durch seine sogenannten Krisen, er aber versicherte, einen
sonderbaren Zustand bei seinen Kranken hervorzubringen, den er sehr
uneigentlich die magnetische Sclilafwanderung und nocli viel unschick-
licher Desorganisation nannte. Durch das südliche Frankreich, die
Schweiz und die benachbarten Rheinprovinzen breitete sich bald die
neue Kurart aus; man hörte von Dingen, die sich nicht wunderbarer
träumen lassen, und durch seltsame Kunstwörter noch fabelhafter
wurden.
Hin Jeder, der diesen sogenannten Magnetismus nur ans unvoll-
ständigen Zeitungs- oder Journalartikeln kannte, sie mochten nun für
oder gegen die Sache, von unaufgeklärten Anhängern oder vorschnell
entscheidenden Gegnern geschrieben sein, niusste freilich mit Unwillen
oder Mitleid auf die vielen Gönner, Anhänger, Freunde, Zeugen und
Lehrer dieser sonderbaren Kurmethode herabsehen, und über die so sehr
gerühmte Aufklärung unseres Jahrhunderts lächeln, in dem noch solche
dem gesunden Menschenverstände gerade zuwider laufende Fabeln ge-
glaubt, geduldet und vertheidigt werden konnten. Dies war allgemeine
201. Erkläi-g. über die in Bremen (Inrch d. sog. Magnetismus vorgenomm. Kuren. 677
Gesinnung im nördlichen Deutschland, denn hier kannte man den Magne-
tismus fest nur aus diesen Quellen.
Dass nämlich unter der grotesken Karrikatur. worunter Aberglaube,
Charlatanerie, Unwissenheit, Schwärmerei und Vorurtheil die "Wirkung
des sogenannten Magnetismus entworfen hatte, vielleicht doch eine
wahre Zeichnung zum Grunde liege, dass ein Mittel, wovon man un-
mögliche Kräfte rühmte, doch vielleicht wirkliche haben könne, dass
bei näherer Untersuchung vielleicht nicht alle Phänomene falsch, nur
falsch gesehen, falsch beschrieben, falsch beurtheilt sein könnten, dass
vielleicht dann das Wunderbare zum Merkwürdigen und das Fabelhafte
zum bisher Unbekannten herabgestimmt werden könnte, fiel AVenigen ein.
ludess wurde das Geräusch der neuen Kuren immer grösser, und
zum allgemeinen Erstaunen erklärten sich auch Männer von Rang,
Namen, Gelehrsamkeit und unbescholtener Wahrheitsliebe für die Rich-
tigkeit der Thatsachen. Zeugnisse häuften sich auf Zeugnisse; man
schrieb Tagebücher von Kuren, die dadurch bewirkt sein sollten, die oft
obrigkeitlich, oft durch bekannte und genannte Männer bestätigt wurden.
So lag die Sache, als wir hier veranlasst wurden, Versuche mit
dem verschrieenen Magnetismus anzustellen, bei einer Kranken, deren
unglückliche und durch unsere gewöhnliche Kunst nach allen vergeb-
lichen Versuchen nicht zu besiegende Krankheit die Anwendung eines
auch ungewissen, unwirksam scheinenden Hülfsmittels rechtfertigte.
Weder als Aerzte noch als Menschen, weder von Seiten der Moral noch
aus medicinischen Gründen konnten wir die geringste Bedenklichkeit
dabei finden, wie nur diejenigen, die weder die Behandlung selbst, noch
die Personen, die dabei interessirt waren, noch die Krankheiten, die
gehoben werden sollten, kennen, zu vermuthen im Stande sind.
Ich gestehe inzwischen gerne, dass ich damals sehr gegen den
Magnetismus eingenommen war, mich auch beständig und so öffentlich,
wie man, ohne etwas drucken zu lassen, nur kann, dagegen erklärt habe.
Selbst wie er mit meiner Einwilligung bei unserer ersten Kranken an-
gewandt wurde, hielt ich ihn noch völlig für unwirksam, glaubte, dass
nur überspannte Phantasie, die hier nicht wirken könnte, bei einigen
jener öffentlich bekannt gewordenen wirksamen Versuche, die so sehr
gepriesenen Effekte hervorgebracht habe, und hatte nur meine Ein-
willigung deswegen gegeben, weil er gewiss nicht schaden, und ich von
keinem anderen Heilmittel Hülfe versprechen konnte.
Der Erfolg ist bekannt. Nach vielen, vielleicht viel zu weit ge-
triebenen Zweifeln, Versuchen und Beobachtungen wurde ich von der
Wirksamkeit des sogenannten thierischen Magnetismus überzeugt, sah
jene sonderbare Krise, die man die magnetische Schlaf Wanderung nennt,
und unsere Kranke sichtbar besser werden.
678 Anhang. Abhandlungen medicinischen Inhalts.
Viele Nebenumstände konnten indess, glaubte icli, eine so einzelne
Erfahrung trüglich machen, allein wir fanden uns doch dadurch berech-
tigt, bei einer anderen Kranken, bei der gleichfalls unsere medicinische
Wissenschaft bisher vergeblich alle ihre Kräfte erschöpft hatte, dieselbe
Behandlung anzuwenden. Sie wusste zuverlässig nichts von den ver-
niutheten oder zu erwartenden Wirkungen; dem unerachtet erfolgten
dieselben, und sie wurde besser.
Die glücklichen Wirkungen eines so wenig versprechenden Heil-
mittels, die sonderbaren, dabei vorkommenden Erscheinungen schienen
unsere ganze Aufmerksamkeit zu erfordern. Wir sahen es als eine PHiclit
gegen das Publikum an, alle Thatsachen aufs genaueste zu prüfen, alles
kaltblütig zu untersuchen, um endlich einmal Licht über eine Sache
verbreiten zu helfen, die lange genug durch das zweifelhafte Gerücht,
oder durch unbestimmte parteiische Nachrichten, bald als eine fabelhafte
Legende, bald als eine läppische Taschenspielerei erschienen war.
Nicht mit dem zufrieden, was uns zu unserer Ueberzeugung hin-
reichend schien, dass der sogenannte tinerische llaguetismus ein grosses,
Avohlthätiges Mittel in verschiedenen Nervenkrankheiten sei, und dass
Ki-anke dadurch in einen sonderbaren, der Physiologie, Psychologie und
Physik viele Aufklärung versprechenden Zustand gebracht werden
können — wünschten wir auch von Anderen ^\'inke, Zweifel, Zurecht-
weisungen, um unsere Prüfungen und Versuche vielleicht genauer darnach
einrichten, den Gang unserer Untersuchungen dadurch leiten zu können.
Dies war die Ursache, warum wir verschiedenen Gelehrten eine
vorläufige Nachricht von unseren Beobachtungen schickten, und uns ihr
Urtheil erbaten. Einen solchen Brief des Herrn Dr. Bickek hat be-
kanntlich Herr Hofrath Baldingeh unter dem von ihm selbst hinzu-
gesetzten Titel: „Ueber L.\v.\ter's Magnetismus"', im HaniiövermJioi
Magazin abdrucken lassen.
Ich gestehe es, wir erwarteten nichts weniger als das Betragen,
was man gegen uns angenommen hat. Dass drei Aerzte, die vorlier
nicht für, sondern gegen die Sache eingenommen waren, die durchaus
uninteressirt dabei waren, da derjenige, der uns kennt, weiss, dass wir
keinen Vortheil dabei suchten, noch zu suchen brauchten, die bekannt
mit dem falschem Lichte, das der Ursprung und Missbrauch über diese
Kurmethode geworfen hatten, wussten, welchem Urtheil sie sich durch
Behauptung der Wahrheit aussetzten, dass, sage ich, diese eine Sache
prüften und geprüft hatten, über die das Publikum so lange ungewiss
gewe.sen war; dies schien uns zwar viele Fragen, Zweifel und Beleh-
rungen, aber doch auch Dank von denen zu verdienen, denen Auf-
klärung, Menscliheit und menschliches Elend nicht gleichgültig ist. und
die über diese Sache zu urtheilen im Stande waren.
201. Erklärg-. über die in Bremen durch d. sog. Mag-netismus vorg-enomm. Kuren. 679
Wie sehr wir uns in unserer Hoftnung betrogen liaben, ist bekannt.
Nichts von dem, was wir erwarteten. Man entschied über die Sache,
ohne sie zu kennen, nahm Möglichkeit für Gewissheit an, sah Herrn
Dr. Bicker's vorläufigen Brief für eine vollständige Nachricht an, ver-
stand ihn allenthalben falsch, erklärte ihn aus Dingen, die anderwärts
vorgegangen waren, oder vorgegangen sein sollten, oder aus Briefen
ungenannter Personen, die offenbar aus Stadtgeschwätz, ganz falschen
oder halb wahren Nachrichten zusammengewebt waren, und aus diesen
Gründen räsonnirte man über Moralität von Handlungen der dabei
interessirten Personen, warf zweideutige, beleidigende Winke über den
Charakter der leidenden Kranken hin und versicherte sodann mit stolzem
Ton, nun sei Alles entschieden.
Gegen eine solche Chimäre, als man sich selbst unter dem Namen
des in Bremen geübten Magnetismus gebildet hatte, war es leicht zu
siegen, und einem selbst geschaffenen Dinge konnte man leicht so viel
lächerliche Seiten geben, um nachher vortrefflich darüber spotten zu
können. Witzige und unwitzige, anständige und unanständige Angriffe
häuften sich in Journalen und Zeitungen, und trafen grösstentheils
uns nicht.
Wii" schwiegen aus mehreren Gründen. Weit entfernt, dasjenige
für wähl" anzunehmen, was man mit so vieler Hitze angriff, verwarfen
wir es grösstentheils selbst.
Beschuldigungen und Erdichtungen ungenannter Briefsteller schienen
uns keine andere Antwort zu verdienen, als die Erklärung, dass sie
falsch sind, und Verachtung.
Ruhig sahen wir den Luftstreichen zu, die unsere Sache nichts an-
gingen, und erwarteten indess die völlige Wiederherstellung der Kranken.
Mehr als eine umständliche species facti waren wir dem Publiko nicht
schuldig. Diese hatte Herr Dr. Wienholt längst versprochen, und so
sahen wir es sehr unnöthig an, uns in einen Federkrieg ohne Ende
einzulassen, und zur Beantwortung eines jeden schiefen Urtheils, einer
jeden Persiflage, eines jeden witzigen Einfalls eine Zeit anzuwenden,
die wir bei überhäuften Geschäften viel nützlicher brauchen konnten.
Indessen haben auch freilich einige verehrungswürdige Männer
wichtige Einwürfe gegen die moralische und medicinische Zulässigkeit
des Mittels, Zweifel gegen die Art der Wirkung, Bedenklichkeit über
die Phänomene und Gründe zur Erklärung derselben aus bekannten
psychologischen, physischen und physiologischen Wahrheiten geäussert.
Allein so dankbar wir diese auch annehmen, so werden die Urheber
derselben, wenn die vollständigen Aktenstücke erst mitgetheilt sind,
doch finden, dass ihre Einwürfe nur den Missbrauch des Magnetismus
betrafen, auf den hiesigen speciellen Fall gar nicht anwendbar sind,
ggQ Anhang. Abhandlungen medicinischen Inhalts.
und dass auch dann vielleicht ihre Gründe, Zweifel und Erklärungen
eine ganz andere Gestalt gewinnen dürften, als sie jetzt haben.
'Wie wenig man sich auf die anonymischen, in der Berliner Monats-
schrift abgedruckten Briefe verlassen kann, um die Geschichte des Bremi-
schen ilagnetismus daraus kennen zu lernen, werde ich nur an einer
mich besonders angehenden Stelle zeigen, und diese mag dem Urtheil,
das ich davon gefällt habe, zum Belege dienen. Sie lautet so:
„Von der Dem. S. erwähnt Dr. Bicker in seinem Aufsatze zwar
nicht, dass man auf ihre Einbildungskraft gewirkt habe, aber ihr Arzt,
Dr. Olbeks, hat es einem Freunde gestanden, dass sie magnetische
Schriften gelesen."
Gestanden? Was hatte ich denn zu gestehen? Ein sonderbarer
Ausdruck. Ich war ja uninteressirt bei der Sache, und bin es wahrlich
auch noch. Hätte die Kranke Schriften gelesen, die ihr einige Kenntniss
vom Magnetismus hätten geben können, wäre sie mit der sogenannten
Schlafwanderung, als einer Folge des Magnetisirens bekannt gewesen,
warum sollte man dies nicht gesagt haben? Was der Briefsteller hier
sagt, ist entweder blos Unwahrheit, oder, nach Fielding's Ausdruck,
eine Unwahrheit mit Worten der Wahrheit. Allerdings ist ein Buch
über's ilagnetisiren im Hause der Kranken gewesen, und dies werde ich
wohl Allen, mit denen ich je ausführlich über Magnetismus gesprochen
habe, gesagt, nicht gestanden haben, nämlich b'Eslox's bekannte Er-
üihrungen; einmal aber hat die damals so kranke Demoiselle nicht darin
gelesen, wie ich gewiss weiss, und zweitens steht kein Wort von dem
magnetischen Schlaf, einem viel später beobachteten und entdeckten
Pliänomen, darin, ^\'iderspricht dies denn also im Geringsten unserm
angeführten merkwürdigen facto? Die I'liänomene der magnetischen
Schlafwanderung erfolgten bei einer Kranken, die nichts davon wusste,
und bei der also Einbildungskraft sie nicht hervorbringen konnte.
Unser Briefsteller fährt fort:
„Dr. Olbeks fängt an, sich zurückzuziehen. Zwar hat er Antheil
an der Ausübung des Magnetismus bei der Demoiselle A. genommen, und
bei der Demoiselle S. als Hausarzt die Kur dirigiren helfen. Nun aber
sucht er Alles auf die vielleiclit heilsamen ^\'irkungen des Bestreichens
zurückzuführen, ohne sich auf Divinationsvermögen und dergleichen ein-
zulassen. El" findet die Gründe in den Druckschriften wider diese
Kurart wichtig und widerrätii selbst denen, die ilin deswegen konsul-
tiren, diese Kurart anzufangen, weil die Sache noch zu neu. zu wenig
untersucht und zu gefäiirlich sei."
Fast zweifle ich, dass es möglich sei, mehrere falsclie und lialb
wahre Sätze in wenigem Perioden zusammen zu drängen. Doch nach
der Ordnung.
201. Erklärg-, über die iu Bremen durch d. sog. Magnetismus vorgenomm. Knreu. (381
Ich bin durch meine Sinne und die sorgfälligste Beobachtung über-
zeugt worden, dass der sogenannte thierische Magnetismus ein grosses
wirksames Mittel bei Nervenkrankheiten sei, und dass dadurch jener
sonderbare, für uns bisher nicht zu erklärende Zustand der magnetischen
Schlafwanderung hervorgebracht werden könne. Diese Thatsache habe
ich für Walirheit erklärt, und versichere hier nochmals, dass ich fest,
wie von meinem Dasein, davon überzeugt bin. Wie kann ich mich denn
zurückziehen, anfangen mich zurückzuziehen?
„Nun aber sucht er Alles auf die vielleicht heilsamen Wirkungen
des Bestreichens zurückzuführen."
Dies nun ist durchaus unwahr. Drei unbefangene uninteressirte
Beobachter sehen eine unerwartete Erscheinung; von der Wahrheit
des facti sind alle drei gleich überzeugt; aber über die Frage: wie
diese Erscheinung zu erklären sei? konnten sie unmöglich gleich
denken, oder sie müssten weniger unbefangen gewesen sein. Dass sie
sich aber dieselbe mehr oder weniger befriedigend zu erklären suchten,
liegt doch wohl in der Natur eines jeden denkenden Wesens. Nicht
jetzt, sondern gleich anfangs, wie allenfalls meine mit Herrn Dr. Wien-
HOLT darüber gewechselten Briefe bezeugen können, hielt ich das ge-
linde Reiben für das einzige wirkende Principium beim Magnetisiren;
allein nun gebe ich dieser Hypothese lange die Wahrscheinlichkeit nicht
mehr, die sie mir damals zu haben schien, wie ich noch nicht genug
gesehen, noch nicht genug beobachtet hatte.
Was ich von den Gründen in den Druckschriften halte, habe ich
vorher offenherzig gesagt. Mehreren hiesigen und auswärtigen Kranken,
die mich wegen der Anwendung des Magnetismus um Rath gefragt,
habe ich jene, oder eine ähnliche Antwort gegeben, aber dies nicht blos
jetzt, sondern eben so im November und December vorigen Jahres,
nämlich, dass ich den Magnetismus noch zu wenig kenne, dass ich erst
einzelne Proben in sehr bestimmten Fällen davon gesehen hätte, die
mir über die Art seiner Wirkung noch nicht Aufklärung genug gäben,
und dass ich Bedenken fände, ihn ohne Noth, das ist, wo meine gewöhn-
lichen, längst geprüften Mittel eine Wiederherstellung versprächen, an-
zurathen. Und musste ein gewissenhafter Arzt nicht so sprechen? Heisst
dies sich zurück ziehen? Wider den Willen des Briefstellers vielleicht,
giebt er hier den überzeugendsten Beweis, wie falsch man die Art, wie
Magnetismus in Bremen ausgeübt worden, vorgestellt hat. Denn so wie
ich haben auch meine Kollegen, Herr Dr. Wienholt und Herr Dr. Bicker
den sich in Menge zudrängenden Kranken nach ihrer Ueberzeugung und
Pflicht geantwortet. Man hat also hier wahrlich nicht magnetisirt, um
Patienten zu bekommen, sondern nur da dies Mittel versucht, wo man
Kranken auf andere Art nicht helfen konnte.
682 Aiiliaiis-. Abhandlungen medicinischeu Inhalts.
Dies ist nui- eine Probe von der Glaubwürdigkeit solcher anonymen
Briefe, die man so ohne Bedenken abdrucken lässt. Gegen solclie Be-
schuldigungen ungenannter Personen, deren jeder, der Lust hat, heute
oder morgen noch eine grosse Menge zusammenschreiben kann, denn dazu
gehört eben keine grosse Erfindungskunst, braucht sich doch wohl kein
ehrlicher Mann zu vertheidigen. Es ist genug, dem Publike zu sageu,
dass sie folsch sind.
Noch einmal muss ich erinnern, wie es. dünkt mich, Herr Dr. Bicker
schon zum Theil gethan hat: \\'ir haben hier, durch zureichende Gründe
bewogen, bei drei Kranken den sogenannten animalischen Magnetisnnis
versucht haben auffallende und äusserst merkwürdige Wirkungen davon
gesehen, und unsere Kranken sind völlig dadurch wieder hergestellt
worden. Eine ausführliche Darstellung der vorhergegangenen Krank-
heit, und die umständliche Erzählung der merkwürdigsten, während der
Anwendung des ^lagnetisirens beobachteten Thatsachen wird Herr
Dr. WiKNHOLT dem Publike vorlegen, ^^'ie man aber daraus nachmals
den Jlagnetismus, seine Art zu wirken, ob und wann er angewandt
werden könne, angewandt werden müsse, wie die dabei vorkommenden
Erscheinungen erklärt, oder nicht erklärt werden können, beurtlieilen
werde, dies ist bis jetzt durchaus unsere Sache nicht, ^^'ir stehen blos
für die Thatsachen, und sehen gar keine Verbindlichkeiten vor uns,
über den Magnetismus uns mit Jedem, der ihn angreifen will oder
anzugreifen sucht, in Streitigkeiten einzulassen.
Wunder, Prophetengaben, Eingebungen haben wir I)ei unseren
Kranken nicht gesehen, noch weniger behauptet oder geglaubt, aber
viel, was uns melir lehrreich als erklärbar erschien:'! finden indess nach
genauer Darstellung der Thatsachen schärfere Augen, als die unserigen
sind, dass das, was wir noch zum Theil für Hieroglyphen am Tempel
der Isis gehalten haben, wirklich eine sehr lesbare Inschrift sei, wohl
ihnen und wohl uns! Aber hart ist e.s, Jemanden, der sich beklagt, nicht
chinesisch lesen zu können, auf die deutsche Fibel verwei-sen, oder dem,
der in einer Rechnung von De La Grange Dunkelheiten findet, die
Regula de tri lehren wollen; und ich inüsste mich sehr irren, oder die
') Dif Besclmliliirniig. dass (lerjiMiii,n' Wunder lichiuiptc. der die suiulerliareu
Wirkungen des Mairnetismus für walir hiilt, ist eine hiichst unrichtige Kulfjoruiis,
die liier zur beleidig-enden Lüc:e wird. Nach welcher Logik darf Jemand denn alles
Wunder nennen, was er nicht begreift? Und ist es recht, ist es billig, oline alle
Veranlassung .leinandeni so wenig oder eine so excenfrisehe Philosophie zuzutrauen,
das» er die Erscheinungen, die er niclit erklären, d. i. deren Verhältiiiss zu anderen
Idkannten Wahrlieiten er nicht angel)eii kann, lur Wunder halten und ausgeben «erde?
Ich dilchte, dergleichen Erscheinungen fänden sich in der Xatur luicli genug, und so
möchte nach solchen unriclitigen Begriffen die Zahl der gewissen neuen Wunder
ziemlich gross werden.
201. Erklärg-. über die in Bremen dnrcli d. sog. Magnetismus vorgeuumm. Kuren. 683
melirsteii bisher angegebenen Erklärungen über eine Sache, die man so
unvollkommen kannte, sind diesem analog'.
Aufklärung- erfordert, meiner Meinung nach, dass man die Dinge
aus dem rechten Gesichtspunkte betrachte, und nicht blos eingebildete
Kräfte verwerfe, die eine Sache nicht hat. sondern auch die kenne, die
sie wirklich hat. Wer Inokulation, Gewitterabieiter u. s. w. verwirft, ist
so gut abergläubisch, als wer Anmiete oder Zauberformeln braucht. Auf-
klärung muss also durchaus gewinnen, wenn eine bisher so zweifelhafte
Sache, wie die AVirksamkeit des thierischen Magnetismus, gehörig unter-
sucht, geprüft und bestimmt wird, und so hofften wir durch unsere
prüfenden Versuche nicht wenig zur Beförderung der allgemeinen Auf-
klärung beizutragen.
Nachschrift.
Einige scheinen sich immer ein besonderes Vergnügen daraus zu
machen, wenn sie angeben können, eine neu aufgekommene Meinung,
Theorie oder Beobachtung sei nicht wirklich neu, sondern schon ehe-
mals vorgetragen. Auch beim Magnetismus hat man schon mehrere
solche Bemerkungen gemacht. Mich dünkt, man hätte auch anführen
können, dass der Hauptgruudsatz, den die Magnetisten festzusetzen
suchen, und worauf ihre ganze Theorie beruht, ich meine das Dasein
einer feinen, flüssigen, alle Körper durchdringenden, in allen enthaltenen
Materie, von der unser Bewegungs- und Empfindungsvermögen abhängt,
nichts weniger als neu sei. Ich will nur eine Stelle aus einem Buche
anführen, das jetzt gerade vor 100 Jahren zum ersten Mal gedruckt
wurde :
,,Adjicere iani liceret nonnulla, de spirltu quodam subtilissiiiio Cor-
pora crassa pervadente et in iis latente: cuius vi et actionibiis j'artiadae
corpontm ad minimas distantias se miduo atfrahtint, et contiguae factae
coJiaerent: et corpora electrica agunt ad majores distantias tarn repellendo,
quam attrahendo corpuscida vicina: et lux emittitur, reflectitur, refrin-
gitur, inflectitur et corpora calefacit: et sensatio omnis excitatur, et
membra animalium ad voluntatem moventur, vibrationihus scilicet huius
Spiritus per solida nervorum capillamenta ad cerebrum, et a cerebro in
musculos propagatis etc. etc."
Und dies schrieb — Newton, nicht damals, wie er die Traumbilder
Daniels zu enträthseln, oder die Apokalypse zu erklären suchte, sondern
am Ende seiner Grundsätze der natürlichen Philosophie,') bei weitem des
vortrefflichsten Werkes, das je ein menschlicher Verstand hervorgebracht
') Die angeführte Stelle findet sich zuerst in der 2. Edition, und Nf.wtoiN hat
bei den folgenden Ausgaben nicht nöthig gefunden, sie ira geringsten zu verändern.
I
684 Anhang-. Abhandinngen medicinischen Inhalts.
liat. Ihm war es also wahrscheinlich, dass diese allgemein verbreitete
feine Materie gleichsam das Verhindnngsniittel zwischen der Seele nnd
dem Körper ausmache, dass von ihr alle sinnlichen Empfindungen, alle
Bewegung, alles Leben in unserer Maschine abhingen. Ich dächte eine
Meinung Newton's verdiente doch etwas mehr als Lächeln oder Mit-
leiden. Freilich weiss ich wohl, dass sie bisher unter Aerzten und
Physiologen wenig Beifall gefunden hat,M und dass Schriftsteller, die
sonst die grösste Ehrfurcht verdienen, Newton auf ein paar Seiten oder
gar in wenig Zeilen völlig widerlegt zu haben glauben. Aber in der
Tliat haben sie nicht gezeigt, dass Newton's Meinung falsch sei, son-
dern nur, dass sie ihn nicht verstanden, und Gründe dagegen vor-
gebracht, die der grosse Mann gewiss nicht übersah, nicht übersehen
konnte, ohne diejenigen zu kennen, die ihn auf diese Sätze leiteten.
Es war allerdings leichter, zum Vorthcil der Lebensgeister und des
röhrenförmigen Baues der Nerven, wobei man etwas denken zu können
glaubt, aber vielleicht auch nur glaubt, gegen eine Theorie kurz zu
entscheiden, als die tiefsinnige Optik dieses grossen Weltweisen zu
Studiren, wo er jene Idee mehr entwickelt und mit seinem übrigen
Systeme in Verbindung bringt. Sollte dies etwas zu wai-m gesprochen
scheinen, so bitte ich um Verzeihung, aber wahrlich es erweckt auch
Indignation, wenn man Newton's erhabenen Gedanken als einen absurden
Einfall vorgetragen und behandelt sieht, der sich aus den ersten Gründen
der l'liysik und Meclianik widerlegen Hess.
(lesetzt nun, diese Theorie wäre richtig, jene allgemein verbreitete
feine Materie sei wirklich das Medium, wodurch wir empfinden, wovon
alle willkürlichen und unwillkürlichen 15ewegungen unseres Körpers
abhangen, wäre es denn so ganz ungereimt zu glauben, dass sie sich
im Nervensystem anhäufen oder vermindern lasse? Dass durch eine
solche Anhäufung oder Verminderung die Seele in einen sonst selten zu
beoliaclitenden Zustand gesetzt, die Sinne ungewöhnlich geschärft werden
könnten? Dass dies im Körper selbst wichtige, bei gewissen Kraiiklieiten
heilsame Veränderungen hervorbringen müsse? Unmöglich könnte eine
solche Vermehrung oder Verminderung doch wohl nicht sein, da wir ja
bei der Elektricität dasselbe Fluidum, wenigstens auf der Oberfläche
der Körper anhäufen oder davon wegnehmen können. Lässt sich also
wolil a jn-imi über die Wahrheit, ich will nicht sagen, jener abenteuer-
lichen, übertriebenen Erzählungen, sondern der glaubwürdigen Beobach-
tungen vom thierischen Magnetismus ent.scheiden?
Darf man hier schliessen, das Faktum ist falsch, weil es unmöglich
'i KiiiiT ilir niMisten physiolopisohen Schriftsteller, dir lioriilimtf Ilirr Professor
BLt-HRNiiAi'H, hat sich indess dafür crkliirt.
202. Abeimalig-e Erklärg. über die dmcli d. sog. Magnetismus vorgenomm. Kiireu. 685
ist, oder liegt diese vorausgesetzte Unmöglichkeit nicht etwa blos in
den eingeschränkten phj-sikalischen Kenntnissen derer, die sie voraus-
setzen? Und muss uns nicht allein Erfahrung über die Fragen belehren:
Besitzen die Magnetisten in der That die Kunst, dies Fluidum zu ver-
theilen? Ist der sogenannte Magnetismus in der That ein Mittel, das
auf dies Fluidum und durch dies Fluidum wirkt? Dies muss nur ent-
schieden werden, und kann es gewiss nicht durch blosses Kaisonnement,
sondern durch Beobachtung und Versuche.
Ich will hiermit die letzten Fragen durchaus weder bejahen noch
verneinen, und fühle bis jetzt gar keinen Beruf für den Magnetismus,
noch weniger für irgend eine Theorie desselben öffentlich zu kämpfen.
Icli bin blos Augenzeuge der Erfahrung: man hat die Operation, die
man Magnetisiren nennt, bei drei Kranken angewandt, sie hat sonder-
bare Wirkungen hervorgebracht, und die Kranken sind dadurch besser
geworden; kurz Augenzeuge der Thatsachen, die Herr Dr. Wienholt
dem Publike vorlegen wird. Obiges kann man blos als eine beiläufige
litterarische Bemerkung ansehen, denn dass dadurch Leute, die weder
Naturlehre noch Phj^siologie hinreichend kennen, abgehalten werden
sollen, künftig so entscheidend über Magnetismus zu urtheilen, wird wohl
nur ein frommer Wunsch bleiben.
202. Abermalige Erklärung über die in Bremen durch den
sogenannten Magnetismus Torgenommenen Kuren.
[Deutsi-bes Museum 1788, Bd. I, i Stücli, S. 358—373. Apvil 1788.J
Bremen, im Februar 1788.
Mit nicht geringer Verwunderung habe ich gesehen, dass der Herr
Pastor Nicolai sich als den Verfasser desjenigen Briefes genannt hat, ')
den Herr Dr. Wienholt in seinem Beitrage widerlegen zu müssen
glaubte. Nie würde ich es ohne seine ausdrückliche Versicherung zu ver-
muthen gewagt haben, dass er diesen Brief geschrieben haben konnte,
der mir weder dem Charakter, noch dem Scharfsinne seines Urhebers
grosse Ehre zu machen schien.
Herr Dr. Wienholt wird es wohl nicht nöthig finden, auf den in
der Berliner Monatsschrift abgedruckten Aufsatz zu antworten, da er
eigentlich nichts enthält, worauf eine Antwort erforderlich sein könnte,
und Herr Pastor Nicolai es nicht für gut gefunden hat, — und ich
Berliner Monatsschrift, Jänner 1788.
(386 Anhang. Abliandlung-en medicinischen Inhalts.
glaube, er that sehr wohl daran, — den treflenden Gegengründen des
Herrn Dr. Wienholt das Geringste entgegen zu setzen.
Selbst jene Vermuthung, als ob Herr Dr. AViknhoi.t nicht Verfasser
des Schreibens an den Ungenannten sei, eine Vermuthung. die eine
schlechte Probe von dem gerühmten Scharfsinn derjenigen giebt, die
sie geäussert haben sollen, verdient doch wohl keine ernsthafte Wider-
legung oder Gegenversicherung'?
Aber mir macht der Herr Pastor eine Erklärung zur Pflicht. Das
ganze Räsonnement jenes Briefes vindicirt er sich selbst, und dafür habe
ich in jeder Rücksicht recht sehr zu danken; aber die Thatsachen,
worauf er dies sonderbare Räsonnement gegründet zu haben glaubt,
behauptet er. von mir gehört zu haben. Darüber miiss nun wohl das
Publikum aufgeklärt werden.
Dassich im Anfange des Decembers 1786 mit dem Herrn Pastor
Nicolai in seinem Hause über den Magnetismus gesprochen habe, ist sehr
wahr. Ich hielt es für Scliuldigkeit, einem Manne, mit dem ich. wie
er selbst sagt, bisher so einstimmig über die Richtigkeit des Magnetismus
gedacht hatte, die Gründe anzugeben, warum ich ihn jetzt für ein
eben so wirksames, als merkwürdiges Mittel in Nervenkrankheiten an-
sehen musste. Aber dass icli deswegen für die Wahrheit aller in dem
genannten Briefe angeführten Thatsachen haften müsse, das ist nun
freilich ein ganz anderer Fall.
Ich will mich nicht damit anflialten, zu zeigen, dass es doch wohl
aufs Gelindeste ausgedrückt, höchst sonderbar sei, wenn Jemand auf den
Vorwurf, er habe ohne gehörige Kenntnisse von einer Sache geschrieben,
sich damit entschuldigt, er habe wirklich einmal eine ganze Stunde mit
einem Sachverständigen darüber gesprochen; auch überlasse ich es gern
dem moralischen Gefühl eines Jeden, in wiefern er es billig linden wird,
eine freundschaftliche Unterredung zu protokolliren, und nachmals aus
dieser Unterredung öffentlich zu argumentiren. Wenn dies gleich nicht
Jedem anständig und edel vorkommen sollte, so beklage ich mich doch
nicht darüber. Ich denke für das, was ich gesagt habe, so gut zu
stehen, als für das, was ich etwa darüber geschrieben habe oder schrei-
ben werde.
Aber ivohl verstanden, nur für das. was ich gesagt habe, nicht für
das, was Herr Pastor Nicolai protokollirt haben mag. Mir nämlich
gehören alle die wahren Fakta in diesem Briefe, nicht die unrichtigen,
unbestimmten, halbwahren, die Herr Dr. \\'ikmiüI;T rügt. Ich habe
nicht gesagt, dass das Magnetisiren die ersten sechs Wochen Zuckungen
hervorbraclite, sondern, dass man gar keine Wirksamkeit davon be-
merkte. Ausfülirlich beschrieb ich die konvulsivischen Anfälle, die die
schwere Nervenkrankheit unserer Patientin damals begleiteten, und
'20'2. Äbernialige Erkläre', über die durch d. sog. Magnetismus vorgenomm. Kiireu. 687
fügte ausdrücklich hinzu, dass die Paroxismen noch immer so gut wäh-
rend des Magnetisirens als ausser demselben kämen, und gar nicht damit
zusammen zu hängen schienen. Jene heftige Tirade, wozu das Wort
delirium Gelegenheit giebt, habe ich nicht zu verantworten, da ich ganz
vollständig die Remissionen und Exacerbationen des remittirenden Fie-
bers angab, wovon das Phantasiren nur ein Symptom war. Dass unsere
beiden ersten Kranken wirklich mit Fieber, das mit delirium verbunden
war, in den Zustand des magnetischen Schlafs übergingen,^) schien mir
damals merkwürdiger als jetzt, da ich weiss, dass dies nur etwas Zu-
fälliges und Individuelles gerade bei diesen Kranken war, und sonst
äusserst selten oder nie beobachtet worden ist.
Die Wörter Ekstase, Divination u. s. w. habe ich allerdings ge-
braucht. In der langen Unterredung von einer Stunde war es freilich
keine Zeit, erst weitläufig den Begriff von Worten zu untersuchen, die eine
Sache bezeichnen sollten, für die man noch keinen schicklichen Namen
hatte. Ich wählte die, die mir noch am brauchbarsten, und der zu bezeich-
nenden Sache entweder am angemessensten schienen, oder von anderen
Schriftstellern schon in eben der Absicht gebraucht worden waren, ohne
diesen Namen im Geringsten als Definitionen der zu bezeichnenden Sache
anzusehen. Dass weder Entzückung und Ekstase, noch Schlaf u. s. w.
richtige Benennungen des Zustandes sind, den das Magnetisiren hervor-
brachte, hat Herr Dr. Wienholt gezeigt. Unmöglich konnte ich ver-
muthen, dass man aus den Wörtern solche Folgerungen ziehen würde,
da ich das, was damit angedeutet werden sollte, zugleich so umständ-
lich beschrieb, als es die Zeit nur zuliess. Bei der sogenannten Divi-
nation lässt mir Herr Pastor Nicolai selbst die Gerechtigkeit wider-
fahren, ich hätte sie nicht ausser dem Wirkungskreise der Patientin
gesetzt; wie kann er denn Divination durch Weissagen übersetzen, und
aus diesem vorgebliche Weissagungen argumentiren?
Nur in einem einzigen Umstände habe ich Herrn Pastor Nicolai
irre geführt, und dies gestehe ich aufrichtig, indem ich ihm sagte, es
sei absichtlich auf die Einbildungskraft der ersten Patientin gewirkt
worden. Und dies glaubte ich wirklich, ob ich gleich nun weiss, dass
es nicht geschehen ist.
Ich hatte diese Kranke nämlich bis im Mai 1786 regelmässig mit
Herrn Dr. Wiexholt besucht; damals raubte mir ein bösartiges Fieber
meine geliebte Gattin. Sie war zugleich eine vertraute Freundin unserer
Kranken, und die Nachricht von ihrem Tode hatte eine fürchterliche
Wirkung auf die Vermehrung ihrer Krämpfe. Seitdem sah ich sie nicht
eher wieder, als bis sie in den magnetischen Schlaf gefallen war; eine
Wienholt's Erfahrungen, p. 34, 70 der ersten Ausgabe.
gg8 Anhang-. Abhandlung:eu mediciuiscbeu Inhalts.
Zusanniieiikunft konnte für iiiicli nicht anders als traurig, und für sie
vielleiclit gefährlich werden, die sie nothwendig lebhaft an den Verlust,
den wir beweinten, erinnern musste.
Indessen fuhr Herr Dr. Wienholt fort, mit mir von Zeit zu Zeit
über die Krankheit zu sprechen, und unternahm das ]\Iagnetisiren mit
nu'iner Bewilligung. Ich war es, der Herrn Dr. Wiexholt rieth, ihre
Einbildungskraft in Bewegung zu setzen, weil ich damals keine physische
\\'irkung vom Magnetisiren erwartete, und mit Herrn Maecaed glaubte,
etwas Gutes zu thuu. wenn icli diese zwänge, zur Wiederherstellung der
Gesundheit iiire grossen Kräfte zu leihen. Bios nämlich aus der Ein-
bildungskraft glaubte ich mit den Pariser Kommissarien die vielen, doch
nicht zu leugnenden glücklichen Kuren Mesmer's und anderer Magne-
tisten erklären zu müssen. Und was konnte hier für Nachtheil daraus
entstehen? In der That, wenn man hier mit, ich weiss nicht was für
Gefahren droht, so giebt man dem, was ich auf die Einbildinigskraft
wirken nenne, einen Sinn, den ich nie darunter verstanden habe. Es
sollten ja keine chimärischen Erwartungen von Wundern, Inspirationen
und Visionen bei ihr erregt werden, sondern sie sollte nur das als gewiss
ansehen, woran ich jetzt selbst gar nicht zweifle, nämlich dass im
Magnetisiren eine grosse wirksame Kraft gegen ihre Krankheit läge.
Deswegen rieth ich, ihr einige Schriften zu geben, die mir zu diesem
Zweck am dienlichsten schienen, und war selbst nicht abgeneigt, den
ganzen Apparat anzuratlien. der unter Mesmkk's Händen eine so gute
Wirkung auf viele ähnliche Kranke gehabt hatte. Ich glaubte damals,
dass dies Alles von Herrn Dr. Wiicxiiolt zum Theil geschehen sei, und
liabe es dem Herrn Pastor Nicolai und auch mehreren so erzählt.
Allein ich weiss nun, dass Herr Dr. Wienholt nicht nüthig fond, meinen
Rath zu befolgen, und dass er selbst absichtlich nichts dazu beigetragen
habe, ihi-e Einbildungskraft in Jkwegung zu setzen. Auch Herrn
Dr. Bickkk's Irrthum in diesem Punkte, den er nachher widerrief, rührte
aus meiner unrichtigen Erzählung her. Dass aber in jenem Briefe,
wozu sich Herr Pastor Nicolai als Verfasser angiebt, gesagt wird, Herr
Dr. WiKXHiPLT habe fortgefahren nach seiner Hamhurgey Reise auf die
Einbildungskraft der Patientin zu wirken, dies ist eine Unrichtigkeit
des Protokolls, zu der ich keine Gelegenheit gegeben habe.
Dies ist es, was ich über meine Unterredung mit dem Herrn Pastor
Nicolai zu sagen habe. ' Nur in einem einzigen Punkt bin ich Schuld,
dass er auf eine falsche Tiiatsache sein Käsonnement gründete, alles
Uebrige, was Heir Dr. Wiknhipi.t als irrig in seinem Briefe rügt, ist
entweder Missverstand von des Herrn Pastors Seite, oder er liat auch
zugleich aus anderen Quellen geschöpft, für deren Lauterkeit ich wahr-
lich nicht haften will.
202. Abermalige Erklärg-. über die fluich d. sog. Magnetismus vorgenomm. Kuren. 689
Dahin gehört denn auch, was er von unserer zweiten Kranken sagt.
Von mir hat er es gewiss nicht gehört, dass sie durch magnetische
Schriften auf ihren Schlaf vorbereitet sei, wie ich schon umständlicher
in meiner Erklärung angezeigt habe. Und ein Irrthum von meiner
Seite war nicht möglich, weil ich hier vom Anfange an beim Magneti-
siren gegenwärtig gewesen bin.
So ist es mit den Thatsachen beschaffen, für deren Richtigkeit
Herr Pastor Nicolai mich haften lassen will, üeber den Aufsatz selbst
werde ich mich kürzer fassen können, da er nichts Erhebliches enthält,
und dann mag das Publikum urtheilen.
Herr Pastor Nicolai sagt nämlich ferner, er habe nur den mög-
liclien Missbrauch des Magnetismus zu hindern gesucht, und keine andere
Absicht könne man ihm zutrauen. Gewiss auch von keiner anderen
Seite habe ich je seine Schritte gegen denselben für wichtig gehalten,
als in so fern sie zur Verhinderung dieses Missbrauchs mehr oder we-
niger beitragen konnten. Würden wirklich durch die Erscheinungen,
die der Magnetismus darbot, allerlei abenteuerliche und schwärmerische
Ideen genährt, suchte man in dem übertriebenen Lichte, worin man sie
erzählte oder ansah, Grund und Bestätigung mancher Sätze, die einer
vernünftigen und gereinigten Eeligion widersprechen, waren in der That
einige, die, unbekannt genug mit den ersten philosophischen Begriffen,
da Wunder zu sehen glaubten, wo doch nichts als Natur war, — und
wer kann dies leugnen? — so muss man es immer verdienstlich nennen,
wenn Herr Pastor Nicolai diesen Unfug zu steuern gesucht hat, und
noch mehr, wenn seine Art zu verfahren wirklich dazu beitragen konnte,
dass ihm gesteuert worden ist. Keinem konnte dies angenehmer sein,
als den Aerzten, die sich damit beschäftigt hatten, und die mit dem
grössten Bedauern sahen, dass ein Mittel, welches für Kranke so wohl-
thätig war, leicht für die Denkungsart wenig aufgeklärter Zuschauer
gefährlich werden konnte.
Dass aber Herr Pastor Nicolai nicht blos diesen Missbrauch, son-
dern den Magnetismus selbst mit solcher Heftigkeit verwarf, das schien
mir, wenn nur anders jener Zweck nicht darunter litte, für die Freunde
desselben eine höchst gleichgültige Sache zu sein. Ich habe alle mög-
liche Achtung für die grosse Gelehrsamkeit und den weiten Umfang
der Kenntnisse des Herrn Pastor Nicolai, eine Achtung, die um so
aufrichtiger ist, da ich in ihm noch dankbar meinen ehemaligen Lehrer
verehre, aber ich glaube auch sagen zu können, dass ihm gerade die
Wissenschaften fehlen, die in der Sache des Magnetismus allein zum
kompetenten Eichter machen können.
Nur der Arzt und Physiker kann darüber urtheilen; ersteres ist
er nicht, und ich zweifle, dass er sich die letztere Benennung zueignen
Olbers I 44
gPQ Auhaug. Abhandlungen medicinischeu Inhalts.
werde. Zudem kannte er den Magnetismus nur aus einer stündlichen
Unterredung, und so sehe ich wahrlich nicht, was sein Urtheil über
die Wirksamkeit oder Unwirksamkeit dieses Mittels eben erlieblich
machen könnte. Ganz mit Unreclit behauptet Herr Pastor Nicol.u, der
Arzt sollte nur vom Arzte lernen. In einer Wissenschaft, wo Gewissen
und nöthige Vorsicht so selten erlauben, A'ersuche anzustellen, muss
man jeden Anlass nützen, aus dem, was fremdes Versehen, Zufall, Un-
glück, Unwissenheit, unüberlegte Dreistigkeit oder selbst Bosheit hervor-
gebracht hat, nützliche Folgen für die Heilkunde zuziehen; und diesen
Quellen hat sie, wo nicht das ^Mehrste, doch gewiss sehr viel zu danken.
Sehr oft muss also der Arzt von denen lernen, die keine Aerzte sind;
aber mit Recht glaube ich behaupten zu dürfen, der Arzt solle nur über
den Arzt und die Mittel, die er anwendet, urtheilen.
Dass also Herr Pastor NiroLAi meine freundschaftliche Bitte, nicht
voreilig über den ^Magnetismus zu urtheilen, eine Bitte, die er so mit
Unrecht eine Warnung in einem hohen Tone nennt, zu befolgen, nicht
für gut gefunden hat, dies kann mir nur um der guten Sache willen,
die er zugleich verficht, leid thun. Gute Sache nenne ich nämlich die
Sache der gesunden Vernunft gegen abenteuerliche und abgeschmackte
Folgerungen aus den an sich wahren Phänomenen des thierischen Magne-
tismus. Und diese gute Sache leidet docli wohl sehr unter seiner vor-
eiligen Entscheidung über die Phänomene selbst, die er so wenig kannte.
Gewiss ist es ein sehr missliches, gefährliches und schädliches Mittel,
Aberglauben und Schwärmerei zu bekämpfen, wenn man, um die Freunde
derselben zu widerlegen, Dinge Ifugnct, die sich nun einmal nicht
leugnen lassen.
.Jene heftigen Angriffe auf den Magnetismus selbst kann ich nicht
anders beurtheilen, wie das ehemalige, eben so gut gemeinte Verfahren
der Gegner der Inokulation. Die Gründe, die man damals vorbrachte,
sind denjenigen, die man gegen den Magnetisnuis gebraucht hat, nicht
blos dem Gewichte, sondern selbst dem Inhalt nach, ganz ähnlich. Auch
diese wohlthätige Operation haben wir nicht von Aerzten, sondern von
einem rohen, halbwilden Volke gelernt. — Bei der Einimpfung ist es
wirklich der Fall, dass man durch .sie nicht eine Kranklieit zu heilen,
sondern hervorzubringen sucht, ein Vorwurf, den man dem Magnetismus
ganz mit Unrecht gemacht hat. Auch damals behauptete man, dass
bei der Inokulation nicht auf die Ordnung geachtet werde, die Gott in
der Natur gelegt hat. Auch damals drohte man mit den schrecklich-
sten Folgen, die sie küuftig hal)en sollte, und auch schon damals wusste
man hundert Erzählungen anzuführen, wodurch man die Einimpfung
bald als unnütz, bald als gefährlich vorzustellen suchte.
Ueber die Inokulation hat der Erfolg längst entschieden, und man
202. Abermalige Erklärg-. über die durch d. sog. Magnetismus vorgeuomm. Kuren. (591
rechnet das jetzt zu den Vorurtheilen. was ehemals mit so vieler Hitze
von übrigens zum Theil sehr würdigen Männern dagegen behauptet
wurde. Eben so scheint sich auch die Sache des Magnetismus ihrer
Entscheidung zu nähern. Wenigstens hat sich die Lage derselben,
seitdem Herr Pastor Nicolai jenen Brief schrieb, merklich geändert.
In Frankreich, Deutschlaml, der Schweiz, Holland und Schiveden, hat
man ihn jetzt schon unzählige Mal gebraucht, und je abenteuerlicher
die Theorie ist, die man hin und wieder davon zu geben sucht, je
wichtiger muss eine Entdeckung scheinen, bei der es den mehrsten so
schwer wird, sie mit bekannten Begriffen und Wahrheiten in Verbindung
zu bringen. Magnetismus ist nicht mehr ein lukratives Arkanum ge-
winnsüchtiger Afterärzte, nicht mehr ein vielleicht gefährliches Spiel-
werk theosophischer Schwärmer, nicht mehr blos das doch immer etwas
verdächtige Eigenthum sonst vielleicht sehr verehrungs würdiger, ge-
heimer Gesellschaften. Nein, scharfsinnige Naturforscher und aufgeklärte
Aerzte beschäftigen sich damit; und unter den Augen eines Gmelius',
Bokdemann's, Aemano's u. s. w. sieht man im Wesentlichen alle die
ausserordentlichen Wirkungen bestätigt, die man ehemals zum Erstaunen
des Publikums davon rühmte. Jeder, der selbst, sorgfältig und an-
haltend genug. Versuche damit anstellte, ist von seiner Wirksamkeit
überzeugt worden. Dies ist gewiss mehr, als was man von den meisten
neuen physikalischen Entdeckungen rühmen kann. Keiner von allen,
die ihn gehörig untersuchten, hat ihn verworfen. Jenes Palladium der
Gegner des Magnetismus, der furchtbare Bericht der Pariser Kom-
missarien, verliert sein imposantes Ansehen, da man auch die andere
Partei gehört, da man die männliche Vertheidigung eines Vabniee u. s. w.
gelesen hat, und nun sieht, wie es bei der Untersuchung zugegangen
ist, und warum die Untersucher, die so gern nichts finden wollten, auch
keine Wirksamkeit im Magnetismus finden konnten. — Alle übrigen, die
so laut und entscheidend gegen den Magnetismus sprechen, haben ihn
alle nicht untersucht, und von den mehrsten kann man ohne Unge-
rechtigkeit sagen, dass sie auch nicht einmal diejenigen sind, die ihn
hätten untersuchen können. Der Nimbus verliert sich jetzt allmälilig,
den der Enthusiasmus, der bei den ersten Erfindern so verzeihlich, und
bei den ersten Beobachtern so gewöhnlich ist, um jede neue Erfindung
zu verbreiten pflegt, und der oft unbedeutende Kleinigkeiten anfangs
so trüglich vergrössert ; aber auch noch jetzt, da man den Magnetismus
ohne falsches Licht und in seinem ganzen Verhältniss zu übersehen
anfängt, bleibt er noch immer eine eben so grosse, so wichtige, so wohl-
thätige Entdeckung, als man ihn nur je vorgestellt hat, man mag ihn
als Menschenfreund, oder Philosoph, als Arzt oder Naturforscher und
Physiolog betrachten. Schon fängt man au, in ihm die Wirksamkeit
44*
692 Anhang-. Abhandlungen inediciuischen Inhalts.
derselben Kraft zu erkennen, die bei so vielen anderen Erscheinungen
thätig ist; schon fängt er an, uns das wichtigste Kapitel unserer Physio-
logie von der "Wirkungsart der Nerven aufzuklären; eine Jlaterie, von
der man bisher so viel geschrieben, und so wenig gewusst hat, schon
zeigen ihn Theorie und Erfahrung als ein zuverlässiges Mittel gegen
Krankheiten, die man bisher selten, oder nie heilen konnte. Selbst
solche Phänomene, die mir, der ich doch auch gesehen und beobachtet
hatte, noch immer zweifelhaft und ungewiss vorkamen, sehe ich mit
Vergnügen durch entscheidende Versuche bestätigt; z. B. die von der
Kraft des magnetisirten Wassers u. s. w. — Und was kann er nicht
werden, wenn kaltblütige und anhaltende Prüfung aufgeklärter Natur-
forscher und Aerzte ferner seinen erstaunlichen Wirkungen nachforscht,
und erst alle die Spreu des lächerlich-abergläubischen und theosophischen
Unsinns durchsucht ist, den man vom Magnetismus behauptete, und der
noch gewiss so manches reiche Korn der AN'alirheit enthält. In ilim
sehe ich mit einem berühmten deutschen Gelehrten, der, ehemals ein
wanner Gegner des Magnetismus, durch eigene Beobaclitung von seiner
Wirksamkeit überzeugt wurde, eins der kräftigsten Mittel, das je zum
Untergange des Aberglaubens erfunden worden ist; in ihm einen Hebel,
viele Uebel von der leidenden Menschheit zu wälzen, die bisher der
Kunst der Aerzte zu schwer waren.
Doch wieder zu dem Aufsatz des Herrn Pastor Nicoi-.\i. Wie
kann der Verfasser noch immer von Wunder und Wunderkuren sprechen,
da wir nie mehr, als bisher nicht hinlänglich bekannte Wirkung der
Natur, im Magnetismus fanden und zu finden glaubten, und da wir dies
so wiederholt gesagt haben? Wie kann er aus dem gewiss merk-
würdigen J'aktum, dass ich nicht dieselbe Wirkung auf Kranke her-
vorbringen konnte, als Herr Dr. ^\'lK^•H()I/r. ein Faktum, das Herrn
Gmki-iüs' Versuche weiter bestätigen und erklären, schliessen, dass es
mir an l'eberzeugung von der Wirksamkeit des Magnetismus gefehlt
habe? Habe ich denn je gesagt oder behauptet, dass icli festen Glauben
an die.se Wirksamkeit für notli wendig iialte, wenn sie sich äussern soll?
Ich gestehe es, mir scheint dies nicht ganz das Verfahren eines edlen,
blos auf seine Gründe sich verlassenden ]\lannes zu sein, dass man seinen
Gegnern Behauptungen unterscliiebt, woran sie nie gedacht haben. So
ist es auch ein unnützer Streit, dass man weitläufig beweisen will, man
dürfe seine Meinung ötfentlich sagen, ohne sich zu nennen. Niemand
liat dies geleugnet, und wenn Jemand stumpfsinnig genug wäre, dies
nicht einzusehen, .so verdiente er keine Belehrung. Bei Jieknnntmachung
einer Meinung kommt es nur auf Gründe, niclit auf Namen an; bei
persönlichen Angrilfen ist es wenigstens unedel, sich nicht zu nennen,
weil man sidi einen ^'ortheil über seinen bekannten Uegner heraus-
i'»!
202. Abermalige Erklärg. über die durch d. sog. Magiietisiniis vorgenomm. Kuren. 693
nimmt, den dieser sich niclit verschaffen kann. Aber wenn diese An-
griffe sich auf selbst erzählte Thatsachen gründen, wenn man blos aus
diesen angeblichen Thatsachen argumentirt, so muss sich der Erzähler
nennen, oder sie verdienen weder Glauben noch Widerlegung. Nur
unter dieser ausdrücklichen, auch von Herrn Pastor Nicolai anerkannten
Bestimmung hat Herr Dr. Wiexholt darauf gedrungen, dass sich sein
Gegner nennen müsse. *) Und jene anonjTnen Aufsätze waren doch per-
sönliche Angriffe und Anklagen, auch vorgebliche Thatsachen zugleich.
Oder sind das etwa keine Fakta, die ich in meiner im Oktoberheft des
Deutschen Museums abgedruckten Erklärung widerlegt habe? Heisst
das blos seine Meinung sagen, um bei mir stehen zu bleiben, wenn in
einem folgenden Briefe gesagt wird: Dr. Olbehs nimmt au, die Augen-
lider der Kranken würden beim Magnetisiren durchsichtig? Soll ich
vielleicht auch hier glauben, es werde zu meinem Lobe eine so abge-
schmackte und kindische Behauptung von mir erzählt? — Doch ich
halte micli nicht damit auf; alle jene anonymen Briefe sind ja grössten-
theils Erzählungen von dem, was vorgegangen sein soll, und zu diesen
Erzählungen verlangten wir den Urheber zu wissen, ehe wir die Wider-
legung der Mühe werth halten konnten.
Man hört indessen auf, sich über solche sonderbare Behauptungen
und uns gar nicht betreffende, und doch als hier gauz entscheidend vor-
getragene Räsonnements zu wundern, da der Herr Pastor Nicolai sogar
das diskrete Betragen der Gegner des Magnetismus rühmt. Nun ja,
wenn dies zu rühmen ist, so mag der Herr Pastor Nicolai überliaupt
Recht haben! Gern will ich zugeben, dass er selbst manche niedrige
und pöbelhafte Angriffe auf uns als gar nicht geschehen betrachtet;
denn in der That, sie sind unter aller Notiz, und ich hoffe, er wird sie
mit eben dem Unwillen angesehen haben, als ich manche unwürdige
Angriffe auf ihn. — Es wäre sehr zu wünschen, dass sich keine unbe-
rufenen Vertheidiger in einen Streit mischten, den sie doch nicht ent-
scheiden werden, weil sie die Hauptsache zu wenig kennen; sie schaden
nur der Partei, für die sie zu fechten glauben. Allein es wäre unrecht,
die Partei selbst für das ungezogene Betragen, oder das seichte Ge-
schwätz derjenigen haften zu lassen, die sich ungebeten unter sie mischen.
Aber wie indiskret ist man nicht auch sonst allenthalben mit dem
Magnetismus umgegangen? Ich wünschte, dass ich hier dem Herrn
Pastor Nicolai selbst nicht sein nie zu entschuldigendes Betragen gegen
ein edles, junges Frauenzimmer vorzuwerfen hätte. — Und was für ein
Verfahren hat man sich nicht gegen uns erlaubt, ein Verfahren, das
selbst Männer indignirt hat, die bisher dem Magnetismus nicht gewogen
') Wienholt's Erfahrungen, p. 53.
§94 Anhang. Abliandlungen inedicinischeu Inhalts.
waren? Besonders haben wir uns hierin über iie Berlinei- Monatsschrift,
und namentlich über Herrn Bikster, und wenn beides nicht eine Person
sein sollte, über Herrn Thomas Akathoijkus zu beklagen. Wie un-
würdig; hat man Herrn Dr. Bickek begegnet, einem Mann, dessen Kennt-
nissen schon vor zehn Jahren, wahrscheinlich Berliner Aerzte, in der
AUgemeinen deittffchen BihliotheJc so viele Gerechtigkeit widerfahren
Hessen. Sein Brief enthält doch nichts als Wahrheit, wie man nun
aus der Vergleichung mit Herrn Dr. Wienholt's Beitrag sehen kann,
den einzigen Umstand, mit der absichtlich gereizten Einbildungskraft
der ersten Patientin ausgenommen, den er gleich nachher, besser belehrt,
selbst widerrief. All das Ungereimte und Lächerliche, was man darin
finden wollte, hat man hineinkommentirt, und ihn aus einem Gesichts-
punkte beurtheilt. aus dem er nun einmal nicht gescliriebon war. Wenn
nuui einen vorläufigen Brief als eine vollständige AbliaiuUung ansieht,
so kann man sie freilich leicht unvollständig finden. — Und nun, da
Herr Bikstek auf seinen Reisen selbst Gelegenheit gehabt hat, den
^lagnetismus zu untersuchen, der nach der Vorstellung, die uns die
Berliner Monatsschrift davon gemacht hatte, doch so grober Betrug und
so blöder Aberglaube war, dass ein Mann von seinem Scharfsinn leicht
die ganze Sache hätte durchschauen müssen. — nun begnügt man sich,
Herrn Dr. Bickeb's Brief elend zu nennen, und zu sagen, nur gegen
diesen habe man geschrieben. Herrn Dr. Bickee's gedruckte Erklärung
über seine beiden Briefe, die doch wolil in Berlin nicht ganz unbekannt
geblieben ist, erwähnt man gar nicht. Und dann jene lieh muss sie so
nennen) unartige Vergleichung des Herrn Dr. Bicker's mit mir. —
Verdienter Tadel kann mich bessern, unverdienten weiss ich zu ver-
achten, aber ich wüsste nichts, was mir weher liätte thun können, als
ein Lob in dieser Verbindung, ein Lob auf Kosten eines Freundes,
dessen Charakter und Kenntnisse ich gleich hoch schätze. Idi lial)e
zu viel Achtung für Herrn Bikstek, und ich weiss, dass warmer Eifer
für Aufklärung leicht zu Ungerechtigkeiten bei einer Sache verleiten
kann, die man dieser als gefährlich ansieht, als dass ich glauben sollte,
Herr Btester werde fortfahren, ein vielleicht etwas übereiltes Urtlieil
über den Magnetismus jetzt mit Herrn Dr. Bicker's Briefe entschuldigen
zu wollen, der wahrlich keinen Anlass dazu hätte geben sollen. Ich
weiss wohl, dass Herr Biester noch nicht von der Wirksamkeit des
Magnotismus überzeugt ist; ich würde es selbst schwerlich sein, wenn
mich nicht eigene anhaltende Heobaclitung überzeugt hätte; aber dem-
unerachtet zweifle ich, dass er noch ferner das ungerechte und vcr-
iiditi'nile I3etragen gegen Leute billigen werde, die sich nichts anderes
hallen zu Schulden kommen lassen, als dass sie den Magnetismus mit dem
glücklichsten Erfolge versucht, und so viel sie konnten, untersucht haben,
202. Abermalige Erklärg'. über die durch d. sog. Maguetismiis Torgenomm. Kuren. 695
die übi'igens der Aufklärung ebenso Freuud, der Schwärmerei, mystischem
und theosophischem Unsinn ebenso Feind sind, als Herr Biestek, wenn
sie gleich für die eine und gegen die andere nicht so thätig sein können,
vielleicht auch nicht immer auf die Art thätig sein möchten, als er.
Herr. Biester nennt meine Klagen über die anonymen Briefe selt-
sam; wenn Falsa darin wären, sagt er, dürften diese ja nur widerlegt
werden. Mich dünkt, auf ähnliche Art Hesse sich auch jedes Pasquill
entschuldigen; der Beleidigte kann ja nur seine Widerlegung dabei heften!
Es wäre traurig, wenn jeder namenlose Briefsteller das Recht hätte,
mich über Dinge, die ich gesagt oder gethan haben soll, öffentlich an-
zuklagen, und ich mich immer vertheidigen müsste. Er nenne sich,
wenn seine Beschuldigungen Glauben verdienen sollen, und seine gerechte
Beschämung, wenn er Unwahrheiten vorgebracht hat, schütze mich
gegen alle muthwillige und unnöthige Plackereien.
Ich hoffe nicht, Herrn Biester durch diese freimüthige Aeusserung
missfallen zu haben; und ebenso leid sollte es mir thun, wenn ich Herrn
Pastor Nicolai durch eine Erklärung beleidigt haben sollte, die er selbst
mir abgenöthigt hat. Gewiss war dies meine Absicht nicht. Die Freund-
schaft, mit der er mich bisher beehrte, war mir immer schätzbar; und
ich kann Personen und Sachen zu gut unterscheiden, als dass es meine
Hochachtung gegen ilin im geringsten schwächen sollte, dass er über
den Magnetismus anders denkt als ich.
Ich bin eben nicht gesonnen, mir auf die Zukunft ein beständiges
Stillschweigen in Ansehung des Magnetismus aufzulegen, vielmehr werde
ich es für meine Schuldigkeit halten, wo ich glaube, etwas zur Auf-
klärung und Bestätigung einer so nützlichen Wahrheit beitragen zu
können, laut und öffentlich zu sprechen. Aber schwerlich werde ich
wieder über unsere drei bekannt gemachten Beobachtungen schreiben.
Sie haben ein zu kleines Verhältniss zu der grossen Zahl wichtiger,
lehrreicher und entscheidender Versuche, die über die Wirksamkeit des
Magnetismus angestellt sind, als dass es für das Publikum interessant
sein könnte, über jeden kleinen, geringfügigen Umstand weitläufige
Dissertationen zu lesen, und alle kleinen Schikanen, die sich die Gegner
etwa dabei erlauben möchten, umständlich widerlegt zu sehen. Mit
unnützen Dingen verderbe ich meine Zeit so ungern, als irgend Jemand;
und sie scheint mir zu einer Fehde, die blos den Lesegesellschaften
einige Augenblicke Unterhaltung gewähren kann, ohne etwas Wesent-
liches über die Sache selbst auszumachen, zu schlecht angewandt. Es
könnte also leicht sein, dass ich demjenigen, dem eine solche Fehde
für sich anständiger scheinen mag, als mir, gern das letzte Wort be-
halten Hesse.
Namen -Register.
(Dil* Konicton sind in (Ut von J. G. Galle in seinem Yerzeiehniss der Konietenbahnen gewühlten
Bezeielinung angegeben.)
Addison, Sternschnuppen im Jfovembcr
1832 S. 659, 660.
Adriaaxsz, S. 19ö siehe Melius.
AiRY, Entfernung der Jupitorstrabanten
vom Jupiter S. 510; Masse des Jupiter
S. 510, 512, 517-519.
Albebt , Photometrischo Untersucimngen
über den Saturnrinn; S. 659.
ALPnoNsrars, Tafeln S. 224.
Alstedius, K. von 1532 S. 256.
D'Anoos, K. angeblich vor der Sonne am
18. Januar 1 79S S. 83, 86; Fälschung
eines K. von 1784 S. 185-189.
Ai'UN, Planisphiire S. 178; K. von 1532
S. 248, 250-2.54, 256, 259: K. von 1533
S. 217-221.
Arago, Kosmischer Ursprung der Stern-
schnuppen S. 169; Instruktion zur Be-
obachtung von Sternscluiuppen S. 172;
Sternschnuppen im August 1837 S. 558,
561, .502, 563; S. 526.
Baillv, Elemente von Halley's K. 1682
S. 443.
Bahciiewitz, Feuerkugel 17 18 S. 157.
Bakkkr, Tafeln zur Bereclinung einer Ko-
metenbabn S. 44, 54, 119; K. von 1533
S. 218.
Bartsch, Namen von Sternbildern S. 177,
178.
Beccaria, Xatiu- der Sternschnuppen
S. 158.
Benzenbrro, Natur der Sternschnuppen
S. 158, 165; systematischo Bcobaclitung
von Sternschnuppen S. 160; Stern-
schnup]>en 1798 S. 160, 164; Feuer-
kugel am 26. September 1829 S. 554;
Sternschnuppen im November 1S32
S. 168, 660; Sternschnuppen im August
1S37 S. 558, 561-563; Versuche über
die Umdrehung der Erde S. 611.
BfiRARD, Sternschnuppen im November i S3 1
S. 167.
Berzklids, Ui-sprung der Meteoi-stoine
S. 165, 170.
Bessel, Reduktion der Pm-abel auf die El-
lipse S. 80, 82; Berechnung der Be-
deckung von Fi.xstcrnen S. 336, 598; Ort
eines Gestirns aus beobachteten Alignc-
ments zu finden S. .")99, 600; K. von 1618
S. 497; Elemente des K. von 1805 S. 303;
Elemente des K. von 1806 I S. 304; Ele-
mi-nfe des K. von 1807 S. 307 ; Anziehung
der Massen S. 519; Masse des Jujiiter
S. 510; Ansehen der Vesta S. 498; Eigene
Bewegiuig von No. 61 Cvgni S. 322;
Sternkatalog S. 211, 423-425, 659; Per-
sönliches S. 212, 227, 324, 360.
Bkker, Magnetische Kuren S. 678-682,
688, 694, 695.
BiKLA, Schweif des K. von 1S23 S. 643;
Entdeckung des K. von 1825 IV S. 402;
Entdeckung des K. von 1826 I (Bikla'.s
K.) S. 411.
Biester, Krililv der iua<;nitisclien Kuren
S. 694, 695.
BiOT, Natur der Slernschnujipen S. 173, 174.
Blani'ain, Beobachtung des K. von 181 1 11
S. 320.
Bi,KA\v, Himmelsglobus von 1603 S. 176.
BonE, Namen von Stornbildern S. 179, 180;
Beobachtung des K. von 1795 S. 260,
261, 266; Beobachtungen des K. von
1805 S. 303; S. 282, 539.
Namen-Register.
697
TON BoGüSLAWSKi, (Halley's) K. von 1835
S. 664; Sternschmippen im November
1836 S. f)65: Sternschnuppen im August
1837 S. 559-561, 566.
BoHNENBEKGEB, Formeln zur Parallaxen-
Rechnung §. 585, 592, 595; Berechnung
der Sonnenfinsterniss am 5. September
1793 S. 589-591.
BfiNPi.AND, Sternschnuppen am l'J. Novem-
ber 1799 S. 167.
B0.SCOWICH, Berechnung einer Kometen-
bahn S. 9 (indii-ekte),' 11, 13, 17, 18, 26;
Boügoeb's Berechnungsart einer Ko-
metenbahn S. 20; Elemente des K. von
i78on S. 241, 242.
BoüGUEK, Berechnung einer Kometenbahn
S. 15-19; Albedo des Gypses S. 125;
Lichtstärke des Mondes S. 132; Schwä-
cliung des Sonnenlichtes in der Atmo-
spliäre S. 509.
VON BoüENON, Mineralogische Beschreibung
der Steine von Siena S. 148.
BouvARD, Elemente des K. von 1795 (spä-
ter als Encke's K. erkannt) S. 259, 260 ;
1 Entdeckung und Beobachtungen des K.
von 1797 S. 273, 27.5, 277,^279; Ent-
deckung und Beobachtungen des K. von
1798 n S. 283, 289, 624, 628: Ent-
deckung des K. von 1805 S. 302; Meri-
dianbeobachtung des K. von 181 3 n
S. 839; Elemente des K. von 1819 n
S. 361; Entdeckung des K. von 1822 IV
S. 374, 377 ; Einwirkung des Jupiter auf
die Saturnbahn S. 514, ^519.
Bradley, Katalog S. 211; No. 34 Cygni
S. 647; Distanz der beiden Sterne f im
grossen Bären S. 654.
Brandes, Natur der Sternschnuppen S. 156,
158, 162 — 166; Sternschnuppen 1798
S. 156, 160, 164; systematische Beobach-
tung von Sternschnuppen 1823 S. 161,
162'; 170, 5.59, 563: Sonnentiecke S. 365,
366, 368; K. von 161S n S. 228.
Bredow, Sternschnuppen August 1837
S. 560.
Brinkley, Masse des Mondes S. 165.
Brioschi, K. von 1825 TV S. 405.
Browne, Vulkan Ai-istarcli im Monde
S. 213.
Bryant, Durchsichtigkeit des Kopfes des
K. von 1744 S. 288, 629.
Brydone, Sternschnuppen-Höhe S. 159.
Bdrckhardt, Störung der Bahn von Hal-
ley"s K. im Jahi-e 1759 durch die Erde
S. 443; Nähe des K. von 1770 1 S. 104;
Kern dieses K. S. 118; Störung der Bahn
dieses K. durch Jupiter S. 287, 666, 667;
Untersuchung des angeblichen K. von
1784 S. 186-188; Identität des K. von
1786 mit Encke's K. S. 263; K. von
1798 n S. 285, 627, 628: K. von 1799 I
S. 632, 633, 634; K. von 1807 S. 307:
Elemente des K. von 181 1 I S. 311, 313;
Frühere Beobaclitungen des Uranus
S. 353, 3.54, 356; Bahn der Ceres S. 462,
464; Bahn der Vesta S. 500; Persön-
liches S. 443, 501.
Bdttmann, Namen der Sternbilder S. 174,
17.5, 180.
Cacciatore, VermeintUcli neu entdeckter
Nebelfleck im südKchenTeleskopen S.422,
525, 653; Angeblich neuer Stern in di-r
Jungfrau S. 526-528.
Cagnoli, Parallaxen-Rechnung S. 595, 596.
Calvisiüs, Mondfinsterniss am 23. Novem-
ber 755 S. 505; Sonnenfinsterniss im
Juni 1239 S. 646.
Carlini, K. von 1819 11 S. 369.
Cassini, Berechnung einer Kometenbahii
S. 18, 19; Angeblicher ThierkTeis der K.
S. 91; Natur des ZodiakalUchtes S. 173;
Beobachtungen von Halley's K. im
Jalire 16S2 S. 442, 443; K. von 1743 I
S. 234; Angebliche Phase dos K. von 1744
S. 117; Mondkarte S. 402; Mira Cygni
S. 540-544.
Chladni, Unendliche Anzalil der Fixsterne
S. 153; Natur der Feuerkugeln und
Sternschnuppen S. 154, 158, 159, 163,
164, 166, 170, 558, 566.
Chytraeus, K. von 1532 S. 256.
Claihaüt, Berechiumg der Wiederkehr
von Halley's K. im Jahre 1759 S. 248,
445.
Clausen, Vermuthung der Identität der K.
von 1766 und 1819 II S. 652; Elemente
des K. von 1825 I S. 401 ; Identität der
K. von 1772, 1S06I und 1826 1 S. 407,
411; Elemente von Biela's K. 1826 I
S. 413, 437; K. von 1826 H S. 409;
S. 418.
Clüvbr, Uebersetzung von Whiston's Schrift
S. 94; Elemente des K. von 1780 I
S. 419; Elemente des K. von 1825 IV
S. 403; K. von 1830 I S. 429; Stern-
sclmuppcn im November 1838 S. 568.
von Condobcet, Preisaufgabe über die Be-
rechnung einer Kometenbahn S. 12.
Custodes, Sternschnuppen im November
1832 S. 660, im August 1837 H. 562.
Cysatus, Bild des K. von 1744 S. 327.
698
Namen-Kegister.
Dauüiskau, Escke's K. von 1829 S. 654;
Stöninstsreelinung und Elcmontc von
Uiela's K. von 1S32 lU S. 432, 433, 487,
651, 657,658: Wiederkehr von Halley's
K. im Jahre 1 835 S. 448, 444.
David. Beobachtung der Paüas 1S03 S. 487.
De L.\mbke, Ueber Olbers' Methode, ehie
Kometenbahn zu berechnen S. 78, 79,
80, 82: K. von 1625 S. 229: Parallaxen-
Rechnung zur Bestimmunsi von Länge
und Breite S. 52. 33t), 592, 596, 597:
Ort eines Gestirns aus Alignements zu
finden S. 599, 600.
DiEiiERBROECK. Einfluss des Mondes auf
die Pest S. 147,
DiKCKSEX, Elemente des K. von 1S19 n
S. 361.
Doi'1'ELM.vYER, u Ursa« majoris S. 235;
<o Leonis S. 236: Karten s! 380, 441, 455.
DowxES, Bahnbereclmung des K. von 1533
S. 218, 219, 221.
DuNLOi", Katalog der Nebelflecke S. 422,
572, 574, 653.
Egen, Ursprung der Feuermeteore S. 163.
Encke, Entlarvung D'Angos' S. 185, 189: |
Rechtfertigung PASQmcH's S. 192; Ele- j
mente des K. von 1818 I S. 355; Um- I
laufszeit und Elemente von Encke's K. '
von 1819 I S. 356, 357, 369, 377, 384, j
385: Elemente des K. von 182 1 S. 371,
373: Escke's K. von 1S29 S. 654: Bahn
von Encke's K. 1832 I S. 435; Hali.ey's
K. von 1835 ni S. 451; Encke's K. von ,
1838 S. 665: Masse des Jupiter S. 514; |
Thcilung des Saturnringes S. 665, 669.
VON Ekde, Ueber Meteormassen S. 165; •
K. von 181 1 I S. 313.
Exolkfield, Litteratur S. 328.
Ei'AiLLY, Trigonometrische Vermessungen
bei Bremen S. 604-606, 645.
Erman, Sternschnuppen im August 1837
S. 559, 561, 563.
D'EsLON, Magnetisclie Kuren S. 676, 680.
Euler, Albert, Störung der Bahn von
Halley's K. 1759 durch die Erde S.443.
EfLKR, Leonhard, Indirekte Bestimmung
einer Kometenbahn S. 7, 10, 36, 55, 57,
64, 75; Anziehung zwischen Komet und
Erde S. 107; Hypothese über die Xatur
des Liclites S. 330; Struyck's K. von
1701 S. 190-192.
Fabricius, 1)avii>, Lebenslauf S. 200-210.
Faiihicius, Johannes, Lebenslauf S. 210,
211.
Ferrer, Wiederauffindunsr des K. von iSi i
I S. 445, 446.
Fiedler, Sternschnuppen im August 1S37
S. 561.
Flamsteed. Xaiueii der Sternbilder S. 181,
182; Halley's K. im Jahre 16S2 S. 442;
Entfernung des 4. Trabanten vom Jupiter
S. 513.
FLAUGERorES. Entdeckung des K. von iSii
I S. 311.
Flock, K. von 155S S. 224-226.
FocKE, W. , Sternschnuppen im August
1837 S. 558, 562, 563; St';rnschnuppen
im August 1839 S. 569; Zodiakallicht
S. 669, 670; Encke's K. von 183S S. 670;
S. 668.
Fontana. Erfindung des Fei-iirohres 1608
S. 199.
Fracastor, K. von 1532 S. 253, 256. 259;
K. von 1533 S. 220, 221.
VON FuANSKY, Feuerkugel am 26. Septem-
ber 1829 S. 554.
Feaxtz, K. von 1743 I S. 234, 236.
Galilaei, Verfertiger des Fernrohres
S, 195, 198, 199; S. 525.
Gallet, Excentricität der Saturiiiinge
S. 507, 508, 510.
Gambart, Entdeckung des K. von 1822 IV
S. 374; Elemente von Biela's K. von
1826 1 S.437, seine Entdeckung und Iden-
tität mit den K. von 1772 und 1806 I
S. 667; Entdeckung des K. von 1S26 IV
S. 417; Vorübergang des K. von 1S26 V
vor der Sonnenschcibc S. 417; Ent-
deckung des K. von 1830 I S. 427.
Gärtner, Entdeckung der K. von 1757
und 1758 S. 440.
Gassendi, Vita Tychonis S. 193, 200;
Sonnenfinsterniss im Juni 1239 S. 645;
S. 232.
Gauss, Theoria motus S. 80-83; Elemente
des K. von 1804 S. 300; Elliptische
Bahn des (BiELA'schen) K. von 1806 I
S. 82, 412; Balui der Ceres S. 466, 468;
Balui der Pallas S. 322, 475, 47(i, 479,
486; IMittlere Bewegung der Juno S.494;
Namengebung der Vesta S. 498, 502,
503; Bahn der Vesla S. 500; Masse
des Jupiter S. 514; Zusammenhang der
Sternschmip]>en mit magnetisclien Stö-
rungen S. 564; Magnetische Beobacli-
tungen S. 659; Abweichung fallender
Köqjer vom Lolh S. 611, 614; Grad-
messung S. 645; Persönliches S. 212, 341,
360. 502. 659; S. 332. 392.
Xamou-Eearister.
699
De Gelder, Trigonometrische Gradmes-
suiigen S. 604-606.
Gemma, Beobachtung des K. von 1558
S. 222-227.
Le Gentil, Mii-a Cvgni S. 531, 533-536,
544, 545. . '"
Geksixek, Parallaxen-Rechnung S. 596.
GiLDEMEisTEK, K. von 1799 I S. 291, 292,
632, 634; Zeitbestimmung April 1796
S. 268, Juni 1797 S. 641; Soimenfiaster-
niss am 7. September 1S20 S. 574: Be-
deckung von .T Leonis S. 587; Polhöhe
von Bremen und Vermessung des Bre-
mer Gebietes S. 604, 620, 627, 633; Per-
sönliches S. 634.
GMELitrs, Magnetische Kuren S. 691, 692.
Gregory, Berechnung einer Kometenbahn
S. 18, 27, 55, 56 ; Zusammenstoss zwi-
schen Komet und Erde S. 108.
Gren, Sternschnuppen S. 158; Theorie des
Lichtes S. 331, 332.
Grlschow, K. von 1743 I S. 284—236;
Deutscher Almanach von 1747 S. 192.
Grüithuisen, Vorübergang des K. von
1819 II vor der Sonnenscheibe S. 366,
368; PersönKchcs S. 655, 663, 665, 667.
GuGLiELMiKi, Abweichung fallender Körper
vom Loth S. 611.
Hallet, K. von 1533 S. 217; Elemente
der K. von 1532 und 1661 und Muth-
maassung ihrer Identität und der mit
dem K. von 1789 S. 248-251, 254; Bahn
des K. von 16S0 S. 41 ; Elemente von
Halleys K. von 1682 S. 442, 443;
"Wiederlcehr von Halley's K. im Jahre
1759 S. 248, 439, sowie im Jalire 1835
S. 444—447, 651 ; Aenderung der Licht-
stärke von Halley's K. in den Jahren
1607, 1682 und 1759 S. 334, 348, 349;
Zusammenstoss eines Kometen mit der
Erde S. 93, 109, 110, 112, 113; Anzahl
der Fixsterne S. 135, 153; Natur der
Feuerkugeln S. 159; Namen von Stern-
bildern S. 178; Mira Cygni S. 540, 541,
544, 548; Entfernung des 4. Trabanten
vom Jupiter S. 513.
Hansen, Elemente des K. von 1822 IV
S. 375, 377, 379; Rechtfertigung Pas-
quich's S. 193; S. 398.
Harding, K. von 1798 H S. 624; Ent-
deckung des K. von 1S13 11 S. 337;
■ Beobachtungen des K. von 1823 S. 392;
Entdeckung des K. von 1824 II S. 394;
Wiederauffindung der Pallas S. 485; Ent-
deckung und Beobachtungen der Juno
S. 491—493; Rotation des Saturnringes
S. 658, 663; Ai-istarch im Monde S. 214;
Sternkarten S. 548, 550; Polhöhe von
Lihenthal- und Bremen S. 604, 620.
Hartsoekee, lieber den sogenannten Lud-
wigsstern S. 524.
Heineken. Karte des Bremer Gebietes
S. 620, 627.
Heinsii's, Atmosphäre des K. von 1744
S. 103, 117, Zeichnung desselben S. 328:
Karte für Mii-a Cygni S. 531, 533, 534.
Heller, K. von 1558 S. 224, 225.
Henderson, Beobachtungen von Encke's
K. von 1832 I S. 447, 657; Parallaxe von
a Centauri S. 671.
Hennert, Preisaufgabe über die Berech-
nung einer Kometenbahn S. 12, 21, 23, 25.
Herschel, Caroline, Entdeckung des K.
von 1795 S. 261; Nebelflecke S. 573.
Herschel, John, Wiederauffindung von
Biela's K. von 1832 m S. 658; Stern-
schnuppen im November 1836 S. 565;
Nebelflecke und Sternhaufen S. 570-574,
669; Persönliches S. 668.
Herschel, Wilhelm, Kern der Kometen
S. 111; Licht der Kometen S. 115. 350;
K. von 1795 S. 261; K. von 1807 S. 117;
Kern des K. von 1811 I S. 323; Schein-
barer Durchmesser des Mars S. 126, 127,
des Uranus S. 506; Entdeckung von
Uranustrabanten S. 620; Rotationszeit
der Satm-nrmge S. 511, 653, 660, 663;
Klemheit der Asteroiden S. 477; Mira
Cygni S. 647; Nebelflecke und Stern-
haufen S. 122, 570, 571, 631; Durch-
messer der Fixsterne S. 129; Doppel-
sterne S. 322, 490, 654; Eiesenteleskope
S. 134.
Hesse, K. von 1796 S. 270, 272; Person-
liches S. 618, 621.
Hevel, Apian's Beobachtung vom K. von
1533 S. 218; K. von i64'7 S. 647; Be-
obachtungen des K. von 166 1 S. 250,
257; Zeichnung des K. von 1682 S. 117,
446, 449; Zeichnung verschiedener Ko-
meten S. 118, 327, 828; Namen von
Sternbildern S. 177-181.
Heyn, Vertreter von Whiston's Ideen
S. 94, 107.
Hiorter, Aehnüohkeit der Bahnen der K.
von 1402 und 1744 S. 258.
Hipparch, Sternnamen S. 175.
VON Hoff, Natur der Sternschnuppen
S. 171.
Hofmann, üeber die Entdeckung der K.
von 1757, 1758, 1759 S. 440, 441.
700
Namen-Resister.
HooKK, Schweif des K. von 1677 S. 324,
32-t: Zeichnung des K. von 1680 S. 328;
Zeichnung desK. von 16S2 S. 117. 328,
446, 449: Nebelfleck im Orion S. 654.
HoRNER, Sternschnuppen S. 156: Persön-
liclies S. 304.
HoKSLEY. Einfluss des Mondes auf die
Witterung S. 14;?.
HocTMAXX. Südliche Sternbilder S. 176, 177.
Howard. Steine von Siena und Meteor-
steine S. 148, 153, 155, 159.
VON Hl-mboldt, K. von i8u I S. 312;
Beobachtung von Sternschnuppen S. 167,
564, 565. 660.
HuTH. Entdeckung von (Excke"s) K. von
1805 S. 302.
HcTTOx. Zusammensetzung der Erdmasse
S. 112.
HuYGEXs, Xatur des Lichtes S. 137: S. 196.
Idkler. Feuerkugeln S. 163; Ursprung der
Sternnamen S. 175—176.
Inohirami, K. von 1825 n S. 410; K. von
1825 JX S. 449: K. von 1826 V S. 418.
De L'I^iLE, Vorausberechnung einer ellip-
ü-scheii Kometenbahn S. 2.50.
IvoRY, Methode, eine Kometenbahn zu be-
rechnen S. 341 ; Berechnung der Balin
des K. von 1805 S. 70, 71.
Jarloxski, Sternschnuppen im August
1S37 s. 5.59.
Jansen, A'erfertiger von Fernrolu-en und
Mik-roskopen S. 195, 199.
jAXsoxiu.'i, Sternkarten S. 176; Veriinder-
liclier Stern im Schwan S. 647.
Käst, Ideen über die Unendlichkeit des
Kaumes S. 134.
Kahstkn, Albedo der Planeten S. 123.
Kästner, Anzeige des von Olders ent-
deckten K. von 1796 S. 271; Anzeige
des K. von 1797 S. 280; Bemerkung
über Heyn S.94; Kreismikrometer S. 618.
Kater. Lichterscheinungen im dunklen
Theil der MondoberHächc S. 213, 371,
872, 576; Theilung des Saturnringes
S. 665.
Keixrr, Lichtstärke des K. von 1607
S. 449: Ucber D. Fabhichs S. 201, 203,
204; Ephemeriden S. 229, 230; Gesetze
S. 331; Veriinderlicher Stern im Schwan
S. 647.
Kkysek I pETRf s Theouoki), Xamen von
Sl.TMbildern S. 176.
Kies, Herausgeber des dcutsclien Almn-
nai'hs S. 192.
j KjRCH,CHRisTFWED,Mia'aCvgni S. 539— 542;
I Mizar S. 650.
I Kirch, Gottfried, Anomaler Schweif
des K. von 1680 S. 456, 457: Xamen
von Sternbildern S. 179: Mira Cvgni
S. .530. 534. 539-546; Mira Ceti S.540:
Mizar S. 650, 655.
Kirch , Margaretha , K. von 1 743 I
S. 234-236.
KiRwiTZER. K. von 161S n S. 228, 229.
Klöden, Sternschnuppen im Xovember
1822 S. 169.
Kjieth, Beschuldigiing gegen l'ASQincH
S. 192.
Koch, Feuerkugel 1835 S. 157; Vei-sclnvin-
' den zweier Sterne ira Herkules S. 340;
j Mira Cygni S. 530, 533, 534; Kreis-
I mikrometer S. 618.
Köhler, Photometer S. 131; Zeitbestim-
mung aus gleichen Höhen zweier Sterne
^ S. 581—584.
VON Kosi'KLD, Ueber den sogenannten Lud-
! wigsstcrii S. 524.
VON Khayenhofe, Ti-igonometrisolii' Ver-
messungen S. 604—607.
Kreil, Halley's K. von 1835 UI S. 665;
Sternschnuppen im August 1837 S. 558.
KuxowsKi. Anomaler Schweif des K. von
1823 S. 643, 644.
liA Caille, Indirekte Methode zur Be-
stimmung einer Kometenbahn S. 8, 10,
11, 25; K. von 174.^ I S. 233, 234;
Scheinbare Geschwindigkeit des K. von
1759 ni S. 237, 238: Xame von Stern-
bildern S. 179: S. 422.
La Granoe, Ueber die Berechnungsart
einer Kometenbahn nach Lambert,
BououER u. A. S. 11, 12, 17.
La Hire, Phasen des K. von 1682 S. 117;
K. von 1701 S. 190, 191; Moiulkarte
S. 402.
La Lande, Gefahr lier K. für die Ei-de
S. 95, 103, 107; Unrichtige Bemerkimg
über die Berechnung des K. von 1533
S. 641; Namen der Sternbilder S. 180,
181 : X Ojihiuchi S. 292 : Ueber den sogen.
Ludwigsslerii S. 523; Fixsternbeobach-
tungcn und Mizar S. 650; Kreismikro-
meter S. 61S; Durchmesser des Saturn
S. 130; Litteratur S. 224, 232, 443, 641.
Lajiiiekt, Tlieorein S. 8, 55; Berechnung
einer Kometenbahn S. 9, 11, 12, 27, 30,
36, 45, 52, 62, 63; Ueber Bououer's
Bereclinuiigsarl einer KometiMibahn S. 17,
19; Anzahl der Kometen S. 85; Anord-
i
I
'4
I
5
1
X;imi'ii-Kc2ister.
701
uung aller Kometenbahnen S. 106; Ele-
mente des K. von 1769 S. 40; K. von
1770 S. 65. 104: Albedo eines Planeten
S. 123. 125, 132, des Mondes S. 131,
des Bleiweis&es S. 125; Sehwäclning des
Sonnenlichtes. in der Atmosphäre S. 509;
Bedecknng des Jupiter am 23. Xovem-
ber 755 S. 504: Kosmologische Briefe
S. 94. I
Lampadiüs, Lehrer des Fabricu's S. 200.
L.4- Place. Berechnung einer Kometeubahii
S. 12, 13, 14, 34, 36, 53, 54, 55, 59, 60,
62, 63; Ueber Boscowich"s Bereclniungs-
art einer Kometenbalm S. 18; Anziehung
oder Zusammenstoss zwisclion Erde und
Kometen S. 96, 108, 109, 111, 112;
Licht und Xatui- der Kometen S. 350;
Meteorsteine S. 147, 154; Aberration der
Xebelflecke S. 572; Xatur des Zodiakal-
lichtes S. 173: Empfindlichkeit der Xer-
ven S. 145: Masse des Mondes S. 151,
165; Masse des Jupiter S. 518, 514, 516;
Litteratur S. 337.
Lavoisier, Entwicklungsgeschichte der Erde
S. 114; S. 158.
Lecoq, Trigonometrische Vermessungen
S. 605, 627, 633.
Le Mokniek, Sternbilder S. 180.
Lexell, Berechnung einer Kometen-
bahn S. 56, 57; K. von 1770 S. 65,
104; Parallaxen-Rechnung S. 585, 586,
595.
Lichtenberg, Kometen vor der Sonne
S. 83; Xähe des K. von 1770 S. 104;
Meteorsteine S. 147, 158.
Liebknecht, Ueber den sogen. Lud-srigs-
stern S. 523-525, 654.
VON Lindenau, Persönliches S. 341 ; S. 322.
VON LiNDENER, Vorübergang des K. von
1819 n vor der Sonnenscheibe S. 360,
363, 365, 368.
LippERSHEi", Erfinder des Fernrolires S. 195,
196-198.
LoHRMANN, Topogi'aphie der sichtbaren
Mondoberfläche S. 166, 401-402.
LüBiENETZKY, Angeblicher K. von 1602
S. 647.
LuBiENiEZ. Zeichnung des K. von 1665
S. 328.
Dk Luc, Zeitrechnung S. 110; Stern-
schnuppen S. 158.
LtiNDSTEDT, Tertienuhr S. 562.
Mädler, Mondkai-te S. 166; Sternschnup-
pen im Xovember 1837 8. 564.
Maihan, Xatur des XordHchtes S. 173.
Maraldi. K. von 1743 I S. 234: Mira
Cygni S. 533-536, 541, 546, 648; Varia-
büis Hydrae S. 548.
Maskelyne, Dichtigkeit der Erde S. 112;
Xatur der Feuerkugel S. 159; Muth-
maassung der Wiederkehr des K. von
1661 im Jahre 1789 S. 249: K. von
1795 S. 261: Beobachtung der Palla.s
S. 479.
VON Maupertüis, K. von 1742 und seine
Gefahr für die Erde S. 94. 95, 107.
Mayer. Tobias, Zeichnung von Halley'S
K. von 1759 I S. 450: Walüanziehung
der Weltkürper S. 514: S. 469.
M^chain, K. von 1780 n S. 120; K. von
1 786 I S. 263, 357 ; K. von 1 792 I S. 403,
404; Kern des K. von 1798 H S. 285,
289; Entdeckung und Elemente des K.
von 1799 I S. 290, 291, 634; Entdeckung
des K. von 1802 S. 294: Pallas 1S03
S. 487; Xebelflecke S. 571.
Melanderh.ielm, Theorem S. 658.
Mesmer, Magnetische Kiu'en S. 675, 676,
688.
Messier, Halley's K. von 1759 I S. 439,
452, Abnalime der Lichtstärke S. 447;
Zeichnung des K. von 1769 S. 328, 330:
K. von 1770 I S. 118: K. von 17S0 H
S. 119, 120. 239-242, 240; D'Axoos'
angeblicher K. von 1784 S. 185; K. von
1786 I S. 263, 357; K. von '179S H
S. 283, 625, 628; K. von 1804 S. 586:
Verzeichniss der Xebelflecke S. 571.
BIetiüs, Miterfinder der Fernrohre S. 195,
196.
Moll, Erfindung der Fernrohre S. 195.
]MoLL\vKiDE, Autlösung von Dreiecken oline
logarithmische Tafeln S. 584, 585.
Montaigne, K. von 1780 n S. 239-246.
629: Diu-chsichtigkeit eines Kometen
S. 629.
Mossotti, Encke's K. von 1832 I, beob-
achtet in Buen-os-AjTes S. 430, 657.
VON Mlt;chow, K. von 1823 S. 387.
Xewton, Berechnung einer Kometenbahn
S. 3, 9, 55, 56, 60, 62, 63; Bewegung
der Kometen S. 92; Licht der Kometen
S. 115; Dichtigkeit des Aethers S. 444;
Licht-Hj-pothese S. 137, 330, 382, 572;
Xamen "der Sternbüder S. 175; Bestim-
mung der Masse der Planeten S. 513,
518; Magnetismus S. 683, 684.
XicoLAi, Elemente des K. von 1821 S. 371;
Elemente des K. von 1825 I S. 401; K.
von 1826 n S. 409; Elemente des K.
7i)2
Namen-Register.
von 1 830 I S. 656 : Masse des Jupiter
S. 514.
XicoL.ti (Pastor), Kritik der magnetischen
Kuren S. 685-695.
XicoLLKT, K. von 1821 S. 370: K. von
1S26 Y S. 418.
XiKBCHR, Sternschnuppen in Arabien S.156.
NoKL, Ueber den K. von 1701 S. 191.
XoRDMARK, Berechnung einer Kometen-
balin S. 56, 57.
De La Xirs, Schweif des K. von 1759 I
S. 452.
Olbkks. PersönUclies S. 308, ;U0, 312,
322, 337, 347, 355, 360, 370, 602, 630,
631, 640, 655, 659, 667, 670, 672.
Olmstkdt, Zahl der Sternschnuppou S. 168.
Oltmanns K. von 1807 S. 307; Trigono-
metrische Vermessungen 8.607; Persön-
Uches S. 324.
Okia.ni, Palla-s im Jahre 1S03 S. 487.
Pai.izsch, Entdeckung von Hai.i.kys K.
von 1759 S. 439-441.
Pallü, K. von 1701 S. 190.
Park, Müxgo, Reisender S. 619.
Pasquich, Kmkth's Beschuldigung S. 192.
Pf.iresc, Sonnenfinsterniss im Juni 1239
S. 645, 646.
Petersen, Halley's K. von 1835III S.451.
Petrl's Theodori, siehe Kkyser.
PiiRANZA, Angeblicher K. von 1454 vor
der Mondscheibe S. 104.
PiAZZi, Bedeckung eines Sternes durch
einen Kometen S. 400; Entdeckung der
Ceres S. 461—465: der sogen. Ludwigs-
Rtcrn S. 523; Yariabilis Hydrae S. 549;
■\'ariabilis Cygni S. 647.
PiooTT. Mira Cygni S. 530-536, 544, 548;
^'ariabiUs Cvgni S. 647; Viiria))ilis Hy-
drae S. 548."
I'i.n(ir6, Bereclinung einer Kumetenbahn
S. 17, 23, 42; Whiston's Ideen, den Zu-
sararaenstoss von Erde und Komet be-
treffend S. 93: K. von 1532 S. 2.50-253;
K. von 1533 S. 220; Muthmaassung der
IJebereinstimmung der K. von 1532 und
1661 S. 249, 257; Stkuyck und der K.
von 1701 S. 190, 191: Elemente des K.
von 17G9 S. .36, 40; K. von 1779 S. 188;
Snnncnlinstcrniss im Juni 1239 S. 645,
646: Ort eines Gestirns aus AJignements
zu finden S. 599.
PisTiiK, Ortsbestimmung von Rehburg
S. 602, 603.
Pi-ANciTH, Xamen der Sternbilder S. 176,
177.
PoLENi, Meteorologische Beobachtungen in
Italien S. 143.
PoNS, Entdeckung des K. von iSo2 S. 293;
Entdeckung von Excke's K. von 1S05
S. 302; Entdeckung des K. von 1806 I
S. 303; Entdeckung des K. von 1808 I
S. 309, 453; Entdeckung des K. von
18 13 II S. 339; Entdeckung des K. von
1818 I S. 353; Entdeckung des K. von
1819 I S. 262; Entdeckung des K. von
1822 IV S. 377: Entdeckung des K. von
1S25 IV S. 402.
PüNTficouLANT, Vorlici-sage von Hai.le\-"s
K. von 1835 rH S. 444, 448.
PoüND, Entfernung des 3. und 4. Ti-aban-
ten vom Jupiter S. 513.
PsospERiN, Xähe des K. von 1661 S. 258;
Nähe des K. von 1770 S. 104: Elemente
des K. von 1795 S. 259.
De Püysegur, Magnetische Kuren S. 676.
QuETELET, Sternschnuiipen im August 1837
S. 558, 562, 563.
Ramczzini, Einfluss des Mondes :uif die
Pest S. 146.
Rkil, Einfluss des Mondes auf die ^Mcnsi'hen
S. 145.
RocKKNBACii. Scinveif des K. von 1532
S. 256.
Roiiue, Pai'allaxen-Rechnung S. 595.
RosKNUKKOEK. Voransage von Hai.i.kv's K.
von 1 83 5 in S. 444, 4.50, 451.
RoTHMAN.v, Hessischer IMathcmatiki'v S. 194;
K. von 1558 S. 222-224.
Royer, Name von Sternbildern S. 179.
Rüdiger, K. von 1797 S. 273-275, 279.
Ri'HS, Geschichte von Schweden, angeb-
licher K. von 161 1 S. 648, 649.
Rümker, Elemente des K. von 182 1 S. 373;
Enckk's K. von 1822 II in I'm-amatta
S. 384, 385; K. von 1S23 S. 3K8; Be-
obachtungen und Elemente des K. von
1825 W^S. 405-407; K. von 1826 IV
S. 417; PersünHches S. 374, 381, 656.
Rüssel, Mondkarten S. 402.
Santini. Balmberechnung von Halley's
! K. flu- 183s S. 444, 658, 667.
' Schall, K. von 1618 11 S. 228, 229.
SciiEiüKL, Litteratur S. 224, 229.
Schni'ri.ein, Elemente des K. von 1S22 IV
S. 377.
ScnoLTZ, Sternschnuppen im August 1837
S. 560, 561.
VON Schreiber, Zahl der SternscliMuiipeii
S. 565.
Namen-Register.
703
ScHHÖTEK, K. von 1796 S. 269; K. von
1797 S. 274, 280; Kern des K. von
1798 n S. 285, 289, 624; Atmosphäre
und Kern des K. von 1799 I S. 103,
632. 633, 6.35; Biela's K. von 1806 I
S. 671; Kern .des K. von 181 1 I S. 323;
Licht der K. S. 111, 115, 312; Ki-ater
des Mondes S. 166, 575, 577: Axenum-
drehung des Merkur S. 503 ; Scheinbarer
Durchmesser des Mars S. 126; Südhche
Pohu-zone des Mars S. 619; Mars-Axe
und Aequator S. 621; Vergleich der
Ceres mit Uranus S. 471; Ansehen der
Vesta S. 498; Kleinheit der Asteroiden
S. 477 ; yebelhülle der Asteroiden S. 506,
650; Rotation des Saturnringes S. 658,
660, 661, 663; Üranustrabanten S. 640;
Nebelflecke S. 632; Wissenschaftlicher
Nachlass S. 642; PersönUches S. 212,
641, 642.
Schubert, Anzahl der Kometen S. 85, 105;
K. von 180S I S. 454.
Schulze, Berechnung eitier Kometenbahn
S. 12, 44, 45.
ScHUMACHEK, Flecken der Sonne S. 365;
Sternschnuppen im August 1837 S. 558;
Persönliches S. 211, 360.
Schwabe, Kopf von Hallet's K. von
1835 ni S. 665; Encke's K. von 1838
S. 669; Excentricität der Satumringe
S. .507, 510.
Du Sfi.iouB, Berechnung einer Kometen-
bahn S. 12, 21, 22, 24, 25; Gefalu- der
Kometen fiir die Erde S. 95, 96-98,
102, 103, 105, 107; Anziehung zwischen
Komet und Erde S. 107, 108; K. von
1770 S. 65, 104; Sonnenparallaxe S. 101.
Semler, Mü-a Cygni S. 540, 541.
Seyffer, K. von 1792 I S. 404; Sonnen-
finsterniss am 5. September 1793 S. 591.
SoLDNEE, Formel für Olbees' M. S. 293;
Bahn der Ceres S. 462.
South, Mars-Atmosphäre S. 658; Sechster
Stern im Orionnebel S. 655.
VON Staubt, Elemente des K. von 182 1
S. 371.
Strdve, K. von 1819 n S. 364; Enckj^'s
K. von 1829 S. 436; Zeichnung von
H.u,ley's K. von 1835 m S. 669; Halb-
messer des Jupiter S. 516; E.Kcentricität
des Saturnringes S. 507, 509, 510, 653,
661.
Struyck, Xewtos's Methode der Berech-
nung einer Kometenbahn S. 55, 56; K.
von 1533 S. 218, 219; K. von 1647 ""d
166S S. 647, 648; Muthmaassung der
Wiederkehr des K. von 1 66 1 im Jahre 1 78g
S. 249, 257; K. von 1701 S. 190-192;
K. von 1743 I S. 233-235; Sonncn-
finsterniss im Juni 1239 S. 646; Be-
deckung des Jupiter bei der Mondfinster-
niss am 23. November 755 S. 504.
VAN SwiKBEN, Uebcr den Erfinder der
Ferm-ohre S. 195.
VON Tempelhof, Preisaufgabe über die
Berechnung einer Kometenbahn S. 12.
Thomas, K. von 1701 S. 190, 191.
Thümmig. Ueber den sogen. Ludwigsstern
S. 52.3—525, 649.
Thulis, K. von 1808 I S. 453, 454.
ToALDO, Einfluss des Mondes auf die Wit-
terung S. 143, 144 ; Einfluss der Kometen
auf die Witterung S. 275, 280; Stern-
schnuppen S. 158.
Tradex, Gelehrtes Ostfriesland S. 202, 204,
205.
Tralles, Kern des K. von 1797 S. 274, 280.
Triesnecker, Halbmesser der Bahnen der
JupiterstrabautenS. 515— 51 7; Parallaxen-
Rechnung S. 597.
Tycho De Brahe, Schweif der K. von
1558 und 1577 S. 222-224; Name der
Sternbilder S. 175; als Homöopath
S. 193-194.
Valz, Diclitigkeit des Aethei-s S. 456, 655,
656.
De Vico, Flecken in der Venus S. 671 ;
Saturnstrabant S. 669 ; Theilung des Sa-
turm-inges S. 669.
Vieth, Ueber Gallet's Entdeckung der
Excentricität der Satm-m^nge S. 507.
Vogelin, K. von 1532 S. 253.
VON TFahl, Elemente des K. von 1804
S. 300.
Wargentin, K. von 1750 S. 648.
Wartmann, Sternsclmuppen im November
1836 S. 564, im August 1837 S. 561,
562; Verschwinden eines Sternes dui-ch
Bedeckung eines Kometen S. 655.
Weidler, Ueber den sogen. Lud\vigsstern
S. 524, 649; Geschichte der Astronomie
S. 196, 200, 211.
Westphal, Variabilis Hydrae S. 548, 549,
552, 553; Atlas S. 380.
Whistox, Zusammenstoss eines Kometen
mit der Erde S. 93, 107; Tafeln S. 505,
646.
Wienholt, Magnetische Kuren S. 679—688,
692-694.
704
Nameii-Reirister.
WiLDT, Voi-übergang des K. von 1819 II
vor der Sonne S. 367, 368; Katur der
Sternschnuppen S. 170.
WisNiEWSKY, K. von 1S08 I S. 4"i4: K.
von 181 1 I S. 83. 445.
Wolf. Ucber den sogen. Ludwigsstern
S. 524.
W0LI.ASTOK, Stern im Oiiliiucluis S. 292,
635, 637.
AVcRM, Bestimmvuig der Plaiietenmasse
S. 516, 517; Uranustrabauten S. 620;
Mira Ceti S. 529, 537, 539; Mira
Cygni S. 540, 541 : Parallaxen-Kieliming
S. 585-589, 695-597.
VON Zach. Struvck's K. von 1701 S. 190,
191; K. von 1779 S. 72; K. von 1792 I
S. 403; Elemente des K. von 1795 S. 259,
260; K. von 1799 I S. 73; K. von 1821
S. 644; Beobaclituns; von y. Opliiuchi
S. 293: Polhölio von" LiUentlial S. 604,
605: Herausgabe von Olbees' Kometen-
Abhandlung S. 640.
Zakotti, K. von 1743 I S. 233, 234.
Sach-ßegister.
Feiierkugelam26.Sept. 1829 S.553— 557;
im Jahre 1835 S. 157.
Komet von 1402 S. 258.
— von 1454 S. 104.
— von 1532 S. 248—259.
— von 1533 S. 217—221, 641.
— von 1558 S. 221-227.
— von 1577 S. 121, 222, 224.
— von 1596 S. 208.
— von 1607 (Halley's K.) S. 209, 334, 449.
— von 161 1 angeblicher K. S. 649.
— von 161S II S. 227—229, 497.
— von 1625 S. 229—231.
— von 1639 S. 231—233.
— von 1647 S. 647, 648.
— von 1661 S. 248—259.
— von 1665 S. 328.
— von 1677 S. 322, 324.
— von 1680 S. 40, 41, 328, 456, 457.
— von 1682 (Halley's K.) S. 117, 334,
348, 442—444, 446, 449, 450.
— von 1701 S. 190—192.
— von 1729 S. 648.
— von 1742 S. 94, 95, 107.
— von 1743 I S. 233—237.
— von 1744 S. 44, 103, 117, 121, 258,
288, 327—329, 335, 629.
— von 1750 S. 648.
— von 17^9 I (Halley's K.) S. 79. 248,
334, 348, 349, 439-443, 445, 447, 450,
452.
— von 1759 m S. 237—239.
— von 1769, entdeckt von Messieb am
8. August, S. 36—40, 43, 50, 51, 69, 70,
328, 330.
— von 1770 I, entdeckt von Messiee am
14. Juni, S. 64, 65, 103, 104, 107, 118,
237, 666, 667.
— von 1779, entdeckt vonBoDE am 6. Jan.,
S. 55, 72, 73, 188.
Olbera I
Komet von 1780 I, entdeckt von Messier
am 26. Okt., S. 419.
— von 1780 n, entdeckt von Olbeks
am 18. Okt., S. 118—121, 239—246,
629—680.
— von 1786 I (Encke's K.), entdeckt von
M:6cHAiN am 17. Jan., S. 263, 357.
— von 1789, mit Unrecht erwartet,
5. 246-259.
— von 1 792 I, entdeckt von Miss Hehschel
am 15. Dec. 1791, S. 403, 404.
— von 1795 (Encke's K.), entdeckt von Miss
Herschel am 7. Nov., S. 77, 259 — 266.
— von 1796, entdeckt von Olbeks am
31. März, S. 267—272.
— von 1797, entdeckt von Boüvard am
14. Ang., u. a. S. 273—281, 618.
— von 1798 n, entdeckt von Boüvard
und Olbeks am 6. u. 8. Dec, S. 74,
281—290, 622—628.
— von 1799 I, entdeckt von M^chaix am
6. Aug., S. 73, 74, 103, 290—293, 327.
632—639.
— von 1802, entdeckt von Pons am 26. Aug.,
S. 293—298.
— von 1S04. entdeckt von Pons am 7. März,
S. 298—302, 586.
— von 1805 (Ekcke's K.), entdeckt von
Boüvard, Pons und Huth am 20. Okt.,
S. 70, 71, 77, 302, 303.
— von 1806 I (Biela's K.), entdeckt von
Pons am 10. Nov. 1805, S. 82, 303, 304,
412, 415, 671.
— von 1807, entdeckt am 22. Sept., S. 117,
304—309.
— von 180S I, entdeckt von Pons am
25. März, S. 309, 310, 453—455, 458.
— von 181 1 I, entdeckt von Flauoeroües
am 26. März, S. 83, 310—319, 321—335,
445, 446.
45
706
Sach-Register.
Komet von iSii 11, entdeckt von Pons
am 16. Nov., S. 320, 322, 323, 324.
— von i8i2, entdeckt von Poxs am 20. Juli,
5. 335, 336.
— von 1813 I, entdeckt von Pons am
4. Febr., S. 227, 335.
— von 1S13 n, entdeckt von Poss und
Harbdjo am 2. April, S. 337 — 340.
— von 1815, entdeckt von Olbers am
6. März, S. 82, 340—351.
— von 1S17, entdeckt von Olbers am
1. Nov., S. 351, 3.52.
— von iSiS I, entdeckt von Pons am
26. Dec. 181 7, S. 352-355.
— von 1819 I (Encke's K.), entdeckt von
Pons am 26. Nov. 18 18, S. 262, 356,
357, 361, 362.
— von 1819II, entdeckt im,T\mi, S. 357-361,
362—369, 652.
— von 1821, entdeckt von Nicollet nnd
Pons am 21. Jannar, später auch von
Olbers, S. 369—371, 372, 373, 644.
— von 1S22 n (Encke's K.), beobachtet
von RüMKER in Paramatta, S. 377,
382—386, 643.
— von 1822 IV, entdeckt von Pons am
13. Juli, S. 374-377, 378—382.
— von 1823, entdeckt am 30. December,
5. 387—394, 643, 644, 656.
— von 1824 II, entdeckt von Scheithaüek
am 23. Jnli, S. 394—397.
— von 1825 I, entdeckt von Gambabt am
18. Mai, S. 397—401, 415.
— von 1825 n. entdeckt von Pons am
9. Aug., S. 410.
— von 1825 IV, entdeckt von Pons und
BiELA am 15. und 19. Juli, S. 402-407,
449.
— von 1826 I (Biela's K.I, entdeckt von
BiRLA am 27. Febr., S. 407, 411—415,
416, 437.
— von 1826 U, entdeckt von Pons am
7. Nov. 1825, S. 407—410.
— von 1826 IV, entdeckt von Pons am
7. Ang., S. 416, 417.
— von 1826 V, entdeckt von Pons, Claüsen,
(•AMBART im Oktober, S. 417, 418.
— von 1827 in, entdeckt von Pons am
2. Aug., S. 419, 420—422.
— von 1S29 (Encke's K.) S. 419, 420,
422—426, 436, 654.
— von 1830 I S. 427—429, 656.
— von 1832 I (Encke's K.) S. 430, 431,
435, 436, 447, 657.
— von 1832 II, entdeckt von Qambart am
19. Juli, S. 430.
Komet von 1832111 (Biela'sK.)S. 431-434.
437-439, 651, 657, 658.
— von 1835 m (Halley's K.) S. 443—452,
651, 664, 665, 667, 669.
— von 1S3S (Encke's K.) S. 665, 669,
670.
Mondbedeckuug vom Mars Juli 1798
S. 620; von f Zwillinge am 8. Aug. 1789
S. 589; Fixsterne Aug.-Dec. 179SS. 638;
vom Merkur im Februar 1S03 S. 485:
Ple.iaden am .n. Okt. 1S03 S. 489; von
-TLeonisani 6. Mai 1S05 S. 587; Ple-
jaden am 29. Aug. 1820 S. 575; vom
Uranus am 6. Aug. 1824 S. 506; vom
Merkur am 4. Mai 1S32 S. 652.
Mondfiusterniss am 23. Nov. 755 S. 504,
505; am 2. Sept. iSii S. 315; am 3. Nov.
r827 S. 578.
Mondkarte von Schröter, Beer und
MÄiii.KR, Lohrmann S. 166; von Cassini
S. 402.
Mondoberfliiche, Erscheinung im dunk-
len Theil S.213, 371, 372, 575, 576; Lohk-
mann's Topographie S. 166, 401—402.
Ortsbestimmung (geographische) von
Bremen S. 604— 607, 620, 627, 633, 645;
von Kehburg S. 602—603.
Planeten:
Merkur, Mondbedeckung im Februar
1803 S. 485, am 4. Mai 1832 S. 662;
Umdrehung um die eigene Axe
S. 503.
Venus, Flocken in derselben S. 671.
Mars, Südliche Polarzone S. 619; Durch-
messer S. 126, 127; Axe und Äquator
S. 621; Mondbedeckung Juli 179S
S, 620.
Jupiter, Mcjudbcilockuiig am 23. Nov.
755 S. 504; Masse des .lupiti-r S. 510,
512—519, 656; Ihitfernung der Tra-
banten S. 51U, 518; Einwirkung aui'
die Saturnsbahn S. 514, 519; Halb-
messer S. 516.
Saturn, Exccntricitiit der Ringe S. 507
bis 511, 653, 661; Rotation der Ringe
S. 511, 653, 660—663; Theilung S. 665,
669; Trabant S. 669; Durchmesser
5. 130.
Uranus, Frühere Beobachtungen S. 353,
3.54, 356; Entdeckung des 7. und 8.
Trabanten S. 620; ]5cdeckung am
6. Aug. 1S24 S. 506.
Ceres, Erste Entdeckung S. 461— 465;
■\Vioder:iuffindung und Beobachtungen
1802 S. 466—472; Elemente S. 402,
466, 468.
i
Sach-Eegister.
707
Pallas, Eutdeckung und Beobachtungen
1802 S. 472—484; Elemente 1802
S. 475, 478, 479; Wiederauffindung
und Beobachtungen 1S03 S. 485 — 489;
Elemente 1803 S. 486; Beobachtungen
1804 S.490', 495, 496; Beobachtungen
1S07 S.502; Beobachtungen 1812 S.322.
Juno, Entdeckung und Beobachtungen
1804 S. 491—496.
Vesta, Entdeckung und Beobachtungen
1S07 S. 497— 503: Elemente S.499, 500.
Hypothese über die Xatur der Asteroiden
's. 92, 477, 482—484, 492, 497.
Sonnenfinsterniss im Juni 1239 S- 645,
646; am 5. Sept. 1793 S. 589—591; am
24. Juni 1797 S. 641; am 17. Juli 1813
S. 227; am 19. Nov. 1816 S. 121; am
7. Sept. 1S20 S. 122, 574; am 8. JuU 1823
S. 386; am 29. Nov. 1826 S. 387; am
15. März 1839 S. 670.
Sonnenflecke S. 227, 365—368.
Sternschnuppen im Jahre 1798 S. 156,
160, 164; im November 1799 S. 167; im
November 1822 S. 169; im Jahre 1823
S. 161—162, 170, 559, 563; im November
1831 S. 167; im November 1832 S. 16S,
659, 660; im November 1833 S. 168; im
November 1836 S. 564, 565; im August
1837 S. 558—566; im November 1838
S. 565—568; im August 1839 S. 569.
Natur der Sternschnuppen S. 147 — 174,
564.
Sternwarte in Brüssel S.657; in Göttingen
S.212, 360, 659; am Kap der guten Hoff-
nung S. 362, 642; in Königsberg S. 227.
45*
/
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