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achtungen des Kometen enthalten sind, alseine gerade Linie 
betrachten oder man wird annähernd annehmen dürfen, daß 
der Komet wahrend einer kurzen Zeit sich in der geradlinigen 
Tangente seiner Bahn bewegt, wodurch die Auflösung unserer 
Aufgabe noch viel mehr, als selbst durch die Parabel, erleich 
tert wird, und wodurch man gleich Anfangs, beinahe ohne alle 
Mühe einen genäherten Werth der Distanzen des Kometen 
von der Erde erhält, mit welchen man dann das oben ange 
zeigte Verfahren für die parabolische oder elliptische Bahn 
viel leichter und bequemer anwenden kann. 
ES ist übrigens für sich klar, daß diese Bestimmung der 
Bahn desto genauer seyn wird, je größer der Bogen der 
Ellipse ist, welchen die Beobachtungen umfassen. Bei einer 
ersten Berechnung derselben wird man zwar diesen Bogen 
absichtlich nur klein annehmen, weil eben auS dieser An 
nahme mehrere Abkürzungen entspringen, die man mit Vortheil 
benützen wird. So läßt sich z. B. die. oben erwähnte Voraus 
setzung einer geradlinigen Bahn offenbar nur bei einander 
sehr nahe stehenden Beobachtungen anwenden, weil bei wei 
ter entfernten die Krümmung der Bahn eine zu große Abwei 
chung von der Tangente derselben geben würde. Allein wenn 
es sich später darum handelt, aus diesen bloß genäherten 
Elementen die möglich besten zu sinden, so wird man die 
Beobachtungen immer so weit als möglich von einander ent 
fernt annehmen, weil auch hier, wie überall, der Schluß 
vom Kleinen auf das ganze Große mißlich, und zwar desto 
mißlicher seyn muß, je kleiner der Theil ist, aus welchem 
man das Große ableiten will. Es ist daher für diese Be 
stimmungen sehr nachtheilig, daß wir die Kometen, wegen 
ihrem zu schwachen Lichte, nur in der Nähe der Sonne, also 
meistens nur in einem sehr kleinen Theile ihrer großen und 
exzentrischen Bahn sehen können, und daß sie sich, sobald sie 
sich weiter von der Sonne, also auch von der Erde entfernen, 
selbst unseren besten Fernröhren gänzlich entziehen. Daher