Die Helligkeit des Halleyschen Kometen

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    06-Jun-2016

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    ])as Intervall von 80 Tagen zwischen den Maxima 46 und 47 ist das Iangste, das ich bis jetzt beobachtete. Dan in diesem Intervall keine erhebliche Aufhellung stattgefunden hat, geht aus meinen zahlreichen (30) Beobachtungen, die nur einmal eine Lucke von 7 Tagen aufweisen, mit grot3er Wahrscheinlichkeit hervor.

    Zum Schlut3 dieses Artikels mochte ich, zugleich als Erwiderung auf die Bemerkung von Herrn Stanley Williams (A. N. 4396, S. I I, 12), betonen, dat3 auch in den regel- mafiigen Jahren der Lichtwechsel von SS Cygni wesentlich von dem nach U Geminorum benannten Typus verschieden ist. Nach meiner Meinung konnen bei U Geminoruni, SS

    4478

    Aurigae, und RU Pegasi samtliche Maxima zwanglos zu zwei festen Typen, dem langen und dem kurzen, gebracht werden. Das ist aber bei SS Cygni keineswegs der Fall. Die Dauer und die erreichte Helligkeit sind, auch abgesehen von den ganz anomalen Maxima wie Nr. 1 5 , 1 7 und 35, jedesmal so verschieden, dafi man kaum das Recht hat, die Maxima ohne weiteres in ))langecc und ))kurzec( einzuteilen. Dazu kommt dann noch der vollig regellose Lichtwechsel d. J. 1908. So lange etwas Ahnliches nicht bei U Geminorum, SS Aurigae und RU Pegasi beobachtet ist, empfiehlt es sich m. E., den tuckisclien Stern SS Cygni den drei anderen Variablen gegeniiber als unregelmaiaig zu bezeichnen.

    304

    Die Helligkeit des Halleyschen Kometen. Die Beobachtungen der Gesamthelligkeit des Halley-

    schen Kometen sind leider nicht zahlreich genug, um die genaue Lichtkurve des Kometen ableiten zu konnen. LXe an demselben Tage beobachteten Grofien des Kometen weichen oft so bedeutend von einander ab, daO die Realitat der Unterschiede zweifelhaft erscheint. Die Annahme ver- schiedener Luftzustande und Beleuchtungsverhaltnisse wiirde diese Unterschiede vollkommen erklaren. Auf dieselbe Ur- sache lassen sich die meisten unregelmafiigen Helligkeits- schwankangen zuriickfuhren. Ubrigens scheinen auch wirk- liche Schwankungen tatsachlich erwiesen zu sein.

    Ich habe zunachst von letzteren abgesehen und das gesamte Beobachtungsmaterial (etwa 400 Schatzungen und Messungen) zur Ableitung einer mittleren Helligkeitskurve verwendet. Die wahrscheinlichsten aus der Kurve entnom- menen Grofien sind folgende :

    1909 Sept. 1 2 i n = 15.8 1910 April 2 0 112= 2.7 )) 2 2

    Okt. 2 9 I 2

    )) 2 2

    N O V . I 9 I I

    )) 2 I

    Llez. I )) I I )) 2 I

    )) 31 1910 Jan. 10

    )) 30 Febr. 9

    )) 19 Marz I

    )) 2 0

    )) I I

    )) 2 I

    )) 3 I April 8

    )) 16 Lemberg,

    )) I 2

    15.4 I 5.0 14.5 14.1 13.5 I 2.9 1 2 . 3 I 1 . 7

    10.9 10.5

    10.3

    11.2

    10.1

    9.8 9.5 9.0 8.3 (7.3) (5.9) (4.4) (3.5) (3.2) 2.9

    I 9 I I Januar

    2 .5

    2.3

    1.7

    0.8 0.4

    2 . 1

    1 . 1

    -0.1

    ( -0.5) ( - 0.6)

    0.4

    I .8 2.4 3.1 3.9 4.7 5.3 6.0 6.6 7.2

    7.7

    - 0.2

    1 . 1

    Die den Konjunktionsepochen entsprechenden Werte wurden durch Interpolation erhalten und sind in Klammern eingeschlossen.

    Bezeichnet man mit ni0 die GroOen des Kometen, welche der Einheit der Entfernung des Beobachters ent- sprechen, so ist

    ino = nz - 5 log A. Berechnet man die mo und ordnet sie nach den Werten

    r = 3.4 ?no = 13m0 Y = 1.0 nio = 5"8 3.2 I 2.7 0.9 5.0 3.0 I 2.3 0.8 4.0 2.8 I 1.8 0.7 3.0 2.6 I 1.3 0.6 2 . 3 2.4 10.8 0.7 2.7 2 . 2 10.3 0.8 3.1 2.0 9.7 0.9 3.6 I .8 9.2 1.0 4.0 I .6 8.6 1 . 2 5.0

    1.2 7.1 1.5 6.7

    des Radiusvektors des Kometen, so erhalt man:

    I .4 7 -9 1.4 6.1

    Aus dieser Zusammenstellung folgt, daia das absolute Helligkeitsmaximum zur Zeit des Periheldurchgangs des Kometen eintrat. Dieses Resultat, welches mit fruheren An- sichten in Widerspruch steht, halte ich fur sicher verburgt. Die Helligkeiten des Kometen fur r > 0.8 auf beiden Seiten

    des Perihels stimmen sehr gut mit der Formel H = ~5.4 . Fur die Werte r < 0.8 ist die Helligkeitszunahme vor dem Perihel rascher, die Abnahme aber nach dem Perihel lang- samer. Da fur r = 1.0 bei abnehmenden Y nzo = 5.8 und bei wachsenden Y nzo = 4.0 ist, so folgt fur die irdischen Beobachter fur Y > 0.8: I. Vor dem Periheldurchgang ??z = 5.8 + 13.5 logr + 5 logA

    Diese 2 Formeln stellen die aus der mittleren Hellig- keitskurve folgende Grofie bis auf 0. I Grofienklasse genau dar. Fur die Zeit von 1910 Marz 1 5 bis Ma; 1 5 sind obige Formeln nicht anwendbar.

    R

    2. Nach )) )) m = 4.0 + 13.5 logr + 5 logA

    M. Ei-nst. ~ ~~~~

    I n h a l t zu Nr. 4477-78. E. h'edlich. Uber die Bahn des Kometen 18861. - N. Zchinohe. On the Variable Star TT Aquilae. 299. - A. A . NGZunn'. Beobachtungen von SS Cygni. 301. - M. Emst. Die Helligkeit des Halleyschen Kometen. 303.

    Geschloseen 1911 Febr. 27. Heraosgeber: H. K o b o l d . Driick von C. Schaidt (Georg Oheim, Alfred Oheim). Expedition : Kiel . Xloltkestr. So

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