Kometen. §. i76—l77.

irgend eine äußere Kraft auf den Körper einwirkt, welcher in dieser

Bahn einhergeht. >

Außer den vier bereits erwähnten Erscheinungen haben wir diesen 7Kometen auch schon in den Jahren 1822, 182.',, 1828, I8Z2 und 1835gesehen. Wir werden ihn im Jahre 1838 gegen den 20sten December ^ ^ - '

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wieder durch sein PeriHelium gehen sehen.

H. 176. (Komet von Biela.) Der vierte und letzte Komet, dessenIlmläuf wir bisher mit Gewißheit angeben können, ist der, welchenBiela, ein österreichischer Offizier,-am 28sten Februar 1826 zu Josephs-statt in Böhmen entdeckt und von dein er auch zugleich seine Umlaufszeit iB. -zu 6 Jahren und 270 Tagen bestimmt hat. Seine halbe große Axe be- A ß''«tragt 3.6 und seine halbe kleine 2.4 Halbmesser der Erdbahn. Die Ex- ^ z

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centricität seiner Bahn ist der 0.74ste Theil seiner Halbaxe oder gleich

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2.66 Halbmesser der Erdbahn, so daß also seine größte Entfernung von . ,,der Sonne 6.26 und seine kleinste nur 0.94 Halbmeiler der Erdbahn be-kragt. Die Neigung seiner Bahn gegen die Ekliptik ist 13, die Länge W?«seines aufsteigenden Knotens 249 und die seines Peribels 108 Grade.

-Auch dieser Komet wurde bereits in den Jahren 1772 und 1805 beobach- «HM Hret, aber damals noch nicht als einer von so kurzer Umlaufszeit erkannt.

Er erschien uns bisher nur als ein kleiner, runder, matt erleuchteter tiiöG-Nebel ohne Schweif mit einem feinen Lichtpunkte in seiner Mitte. Der Ä'. '

Durchmesser dieses kugelförmigen Nebels soll, nach Gchröters Messungen, zÄnuim Jahre 1805, nahe 5N Erddurchmeiler oder 9460 d. Meilen betragen KMze.'haben. Der eigentliche Kern des Kometen aber soll, nach demselben Be-vbachter, kaum 20 Meilen im Durchmesser enthalten. Das letztemal ist 7-,>er uns i. I. 1832 erschienen, wo er am 27ten Nov. durch sein Perihe-lium gegangen ist. Bei seiner nächsten Wiederkunft i. I. 1838 werden ^

wir ihn gegen Ende Oktobers wieder sehen. fr - -)

§. 177. (Gefährliche Lage von Biela's Kometenbahn.) Wenn man in ,?.> I..

der Zeichnung der Fig. 55, in welcher alle die vier bisher erwähntenKometenbahnen sammt jenen der Planeten dargestellt sind, die Lage chs ?zweier Planetenbahnen, z. B. die des Jupiter und der Erde mit einan- ^7,77der vergleicht, so sieht man auf den ersten Blick, daß diese beiden Bah-nen in allen ihren Punkten sehr weit von einander entfernt sind, unddaß daher eine Begegnung oder auch nur eine starke Annäherung dieserbeiden Planeten für alle künftigen Zeiten ganz unmöglich ist, so langenicht eine oder beide Bahnen eine völlige Aenderung erleiden. Eben soverhalten sich auch die meisten Kometenbahnen, unter sich sowohl, als >. Nauch gegen die Planetenbahnen. Noch vor wenig Jahren kannte mankeine einzige Kometenbahn, welche der eines andern Planeten oder Ko- ^7meten so nahe käme, daß man einen Durchschnitt beider Bahnen befürch-ten könnte. Zwar scheint es in derselben Zeichnung, als ob die erwähn-

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ten^ vier Kometenbaljnen mehrere Planetenbahnen durchschnitten. Aber

in dieser Zeichnung ist die Neigung dieser Bahnen gegen die Ebene derEkliptik, der größeren Einfachheit wegen, nicht ausgedrückt worden, sodaß daher die Linien, welche hier einander zu durchschneiden scheinen, ,

weit über oder unter einander liegen, und daher auch sehr weit von ein-ander entfernt seyn können. Um sich davon zu überzeugen, ziehe mannur die geraden Linien durch die Sonne, welche die oben bei diesen Ko- ÄJ

me^angezeigten Knotenlinien ihrer Bahnen angeben. Bei Encke's Ko-meM z. V. fällt der aufsteigende Knoten in die Länge von 335 Graden, ^z >7

also sehr nahe in sein Aphelium. Dieses letzte liegt aber, wie die Zeich-nung zeigt, mitten zwischen der Mars- und Jupitersbahn, und selbstweit jenseits von den Bahnen der vier neuen Planeten. Da nun die ^7-