durch welche allein man bei einer spätern Erscheinung deS 
Kometen ihn wieder erkennen kann. 
Die Bahn der Kometen ist, wie die der Planeten, im 
Allgemeinen ein Kegelschnitt, und zwar, wie wir 0 . 49 
gesehen haben, gewöhnlich, ja säst immer eine Ellipse, 
in deren einem Brennpunkte zugleich der Mittelpunkt der 
Sonne liegt. Wenn diese Ellipse in einer bereits gegebenen 
Ebene, z. B. in der Ekliptik liegt, so wird sie ihrer Größe 
und Lage nach bekannt seyn, wenn man erstens die große, 
zweitens die kleine Are und drittens die Lage dieser Axe kennt, 
die beide durch den Mittelpunkt der Ellipse gehen und ans 
einander senkrecht stehen. Liegt aber, wie dieses gewöhnlich 
der Fall ist, diese Ellipse in einer selbst noch unbekannten 
Ebene, so wird man auch noch viertens die Neigung dieser 
Ebene gegen die Ekliptik und fünftens ihre Durchschnitts- 
oder ihre Knotenlinie mit der Ekliptik bestimmen müssen. 
Endlich wird man noch sechstens die Epoche deö Kometen, 
d. h. die Zeit bestimmen, wann er durch irgend einen gege 
benen Punkt seiner Bahn, z. B. durch die Endpunkte der 
großen Axe gegangen ist. Diese sechs Elemente sind es 
also, welche man aus den Beobachtungen, die man an dem 
Kometen gemacht hat, durch Rechnungen ableiten soll. 
Denkt man sich von dem Kometen eine senkrechte Linie 
auf die Ekliptik herabgelassen, so nennt man den Punkt, in 
welchem diese Linie die Ekliptik trifft, die Projektion des 
Kometen. Wir wollen in einer einfachen Zeichnung, die sich 
jeder leicht selbst entwerfen kann, die Sonne durch 8, die 
Erde durch T, den Kometen durch li und die Projektion des 
Kometen durch k bezeichnen. Verbindet man diese genannten 
Punkte unter einander durch gerade Linien, so entstehen zwei 
ebene Dreiecke STK und STk, auf 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