64 Kometen und Meteore.
Elemente mit Berücksichtigung aller Beobachtungen für die Punkte:
op (2) (3) (4)
T zz 1882 Sept. 17:261818 17:261308 17-261298 17:261291
0 = 69°35' 15-4 69°35'16"-0 69°35'14"2 69°35 28) go
= 346 0399 3846 0388 2346 0334 346 0 206 H >
£u 141 59 453 141 59 442 141 59 425 141 59 3884 Jà 7
hg == 1:8893086 7:8893177 1:8893361 18892472
¢ == 0:9998987 0:9999078 0:9999152 0:9999199
mcs 16:67 84:14 91:48 97:00
U = 6713 Jahre 7718 Jahre 875:0 Jahre 955:2 Jahre
Elemente mit Ausschluss der Beobachtungen vor der Theilung für
die Punkte:
(05. . (2) (3) (43)
Z == 188a Sept. 17-259805 17262826 17260737 17:259659
0 = 69? 35'94'-5. 69?34'35'^0 69?35'45'-5 69°35'84"2) To
C= 346 (0 49:7 345 59 587 346 O 565 346 0 427 X e
iu 141 59 446 141 59 82:3 141 59 487 14i 59 446 Jà ^
log q = 78895744 78889619 78897746 78897581
eu 0:9998982 0:9999077 0:9999158 0:9999206
(tm 16:22 83:98 92:30 97:80
U 665:6 Jahre 7697 Jahre 886'8 Jahre — 96772 Jahre
Aus den Beobachtungen vor der Theilung ergab sich für den ungetheilten
Kern:
7 — 1882 Sept. 1726011379 log q — 18888971
om 69° 34' 263 ) ¢ = 0:9999407
Q = 346 0 529 jn ARQ em 1509
Iz 141 59 49:0 18820 U — 1491 Jahre
Man sieht hieraus, dass nach der Theilung jeder der Kernpunkte eine andere
Bahn beschrieb. Der Haupteinfluss der Theilung zeigt sich auf die Excentricitát
und mit dieser, da die Periheldistanz nur unwesentlichen Veránderungen unter-
worfen ist, auf die grosse Axe und die Umlaufszeit. In dieser Richtung aber
ist bemerkenswerth, dass man nahe dieselben Werthe erhált, ob man die Beob-
achtungen eines Kernpunktes mit Rücksicht auf die Beobachtungen vor der
Theilung oder auch mit Ausschluss dieser Beobachtungen bestimmte, dass aber
für die verschiedenen Kernpunkte die Differenz sich nicht in demselben Sinne
ergab. Die Excentricitát war am kleinsten für den der Sonne nächstgelegenen
Kernpunkt, und um so grösser, je weiter der Punkt von der Sonne entfernt war,
ein Resultat, welches æ prior erklärlich ist, da man, wenn nicht die Resultate
durch Beobachtungsfehler entstellt sind, für den von der Sonne entfernteren Punkt
eine gróssere Umlaufszeit finden muss. Man kann námlich annehmen, dass im
1) Mit (1) ist dabei der der Sonne nächste Kernpunkt bezeichnet (vergl. Fig. 254).
7) Bei diesen Bahnen der Punkte (1) und (4) wurden dabei für die Lage der Bahn keine
Correctionen gesucht; $) und zZ sind daher die Ausgangselemente. Die Bezeichnung der
Elemente ist die allgemein übliche, $) — Lünge des aufsteigenden Knotens, ; — Neigung der
Bahn, « — Abstand des Perihels vom Knoten, z — Lünge des Perihels; a — halbe grosse
Axe, e — Excentricitit, p = Parameter, 7 — Periheldistanz, 7'— Zeit des Periheldurchganges
U — Umlaufszeit. ,
E. x t' m
‘it & € ^ +
