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durch welche allein man bei einer spätern Erscheinung desKometen ihn wieder erkennen kann.

Die Bahn der Kometen ist, wie die der Planeten, imAllgemeinen ein Kegelschnitt, und zwar, wie wir S. 4ggesehen haben, gewöhnlich, ja fast immereine Ellipse,in deren einem Brennpunkte zugleich der Mittelpunkt derSonne liegt. Wenn diese Ellipse in einer bereits gegebenenEbene, z. B. in der Ekliptik liegt, so wird sie ihrer Größeund Lage nach bekannt seyn, wenn man erstens die große,zweitens die kleine Are und drittens die Lage dieser Are kennt,die beide durch den Mittelpunkt der Ellipse gehen und aufeinander senkrecht stehen. Liegt aber, wie dieses gewöhnlichder Fall ist, diese Ellipse in einer selbst noch unbekanntenEbene, so wird man auch noch viertens die Neigung dieserEbene gegen die Ekliptik und fünftens ihre Durchschnitts-oder ihre Knotcnlinie mit der Ekliptik bestimmen muffen.Endlich wird man noch sechstens die Epoche des Kometen,d. h. die Zeit bestimmen, wann er durch irgend einen gege-benen Punkt seiner Bahn, z. B. durch die Endpunkte dergroßen Are gegangen ist. Diese sechs Elemente sind csalso, welche man auS den Beobachtungen, die man an demKometen gemacht hat, durch Rechnungen ableiten soll.

Denkt man sich von dem Kometen eine senkrechte Linieauf die Ekliptik Herabgelaffen, so nennt man den Punkt, inwelchem diese Linie die Ekliptik trifft, die Projektion desKometen. Wir wollen in einer einfachen Zeichnung, die sichjeder leicht selbst entwerfen kann, die Sonne durch 8, dieErde durch V, den Kometen durch li und die Projektion desKometen durch bezeichnen. Verbindet man diese genanntenPunkte unter einander durch gerade Linien, so entstehen zweiebene Dreiecke 8 Hi und 8Hr, ans deren Kenntniß eigent-lich die ganze Auflösung unseres Problemes beruht.

Jedes Dreieck hat drei Seiten und eben so viele Winkel,und wenn von diesen sechs Dingen drei, unter welchen aber