§. tk4.

Kometen.

Allein seit man, durch die setzt so vervollkommnete mathematische Ana-lyse, diese Störungen mit allem Fleiße berechnet bat, stimmen die vor-aus berechneten, mit den in der That beobachteten Orten der Planerenbis ans einige wenige Secunden überein, so daß nur uns jetzt einer vielgrößeren Harmonie zwi>chen der Theorie und der Anwendung zu erfreuenhaben, als es unseren Vorgängern gegönnt war, und daß die kleineuAbweichungen, die wir noch zuweilen finden, meistens der Art find, daßwir sie mehr den immer noch nicht ganz vermeidlicben Beobachtungsfeh-lern, als einer unrichtigen Theorie zuschreiben müßen. Diese Harmoniewürde aber nichr bestehen können, wenn jene Voraussetzung, auf welcheunsere ganze Theorie gebaut ist, der Wahrheit nicht gemäß wäre, d. h.wenn die Kometen, oder wenn auch nur ein einziger von jenen, die seitlanger Zeit unseren Planeten nahe gekommen sind, eine Masse hätte,die hinlänglich wäre, den Ort dieser Planeten auf eine uns merkbareWeise zu verändern.

§. 164. (Berechnung der Kometenbahnen.) Es ist bereits oben gesagtworden, daß diese Himmelskörper, wenn sie zum zweitenmale zur Erdeherabsteigen und nach oft langer Zeit wieder für uns fichtbar werden,ihre äußere Gestalt zuweilen so sehr geändert haben, daß es unmöglichist, sie an ihrer Form als früher schon da gewesene Gäste je wieder zuerkennen. Da aber dieses Wiedererkennen für die Astronomen sehr wich-tig ist, so haben sie andere Merkmale aufgesucht, die aller Wahrschein-lichkeit nach weniger Veränderungen unterworfen sind, und diese glaubteman in den Elementen ihrer Bahnen (I. H. 142) zu finden, derenKenntniß ohnehin nöthig ist, um die Bewegung und den Ort des Ko-meten für jede gegebene Zeit durch Rechnung zu bestimmen.

So oft daher einer dieser Himmelskörper erscheint, wird er sofortauf allen wvhleingerichteten Sternwarten eifrig beobachtet, und aus die-sen Beobachtungen werden dann, durch Rechnung, die Elemente seinerBahn abgeleitet. Findet man, daß diese Elemente mit einem der bereitsfrüher erschienenen Kometen übereinstimmen, so wird man mit der größ-ten Wahrscheinlichkeit daraus schließen, daß diese beiden Kometen iden-tisch sind, und daß daher der fremde Gast schon einmal und vielleichtöfter da gewesen ist.

Dieser Elemente sind aber sechs, die an dem angeführten Orte be-reits aufgezählt worden sind, nämlich: 1) die große Axe der Bahn,oder was (I. §. 121) dasselbe ist, die Umlaufszeit des Kometen; 2) dieLage dieser Are oder die Länge des PeriHeliums; 3) die Ercen-tricität oder die Entfernung des Brennpunktes der elliptischen Bahnvon dem Mittelpunkte derselben; 4) die Neigung der Bahnebene ge-gen die Ekliptik; 5) die Knotenlinie oder die Länge der Linie, inwelcher die Kometenbahn die Ekliptik schneidet und endlich 6) die Epocheoder der Ort des Kometen in seiner Bahn zu irgend einer gegebenen Zeit.

Allein wie findet man diese Elemente aus den Beobachtungen t —Es kann nicht meine Absicht seyn, hier eine vollständige Antwort aufdiese Frage zu geben. Demungeachtet wird der Leser wünschen, wenig-stens den Weg dazu im Allgemeinen angezeigt zu finden.

Sey 8 (Fig. 21) die Sonne, P die Erde und der Komet zurZeit irqend einer Beobachtung desselben. Läßt man von p auf dieEbene der Ekliptik eine Senkrechte herab und verbindet mandann diesen Punkt p durch gerade Linien mit 8 und P, so entstehenhier drei Dreiecke 8k>p und und auf die vollständige Kennt-niß dieser Dreiecke kömmt eigentlich die ganze Rechnung an, um die essich hier handelt.