Eben so verhalten, sich auch die meisten Kometenbahnen
unter sich sowohl, als gegen die Bahnen der Planeten. Noch
vor wenig Jahren kannte man keine einzige Kometenbahn,
welche der Bahn eines andern Kometen oder Planeten so
nahe kommen kann, daß dadurch ein eigentlicher Durchschnitt
beider Bahnen wahrscheinlich geworden wäre. Zwar scheint
es nach derselben Zeichnung, als wurden;. B. von Halley'ö
oder Olbe r s Kometen mehrere Planetenbahnen durchschnit
ten, durch welche die Bahnen dieser Kometen gehen. Aber
man muß sich erinnern, daß in dieser Zeichnung, der grö
ßer» Einfachheit wegen, die Neigungen dieser Bahnen gegen
die Ekliptik nicht ausgedrückt sind, und daß daher die Linien,
welche sich hier zu durchschneiden scheinen, weit über oder
unter einander liegen, und daher noch sehr von einander
entfernt sind. Zieht man z. B. durch den Mittelpunkt der
Sonne eine gerade Linie, die nach der Länge von 83 und
2 63 Graden gerichtet ist, so durchschneidet diese Gerade in
unserer Zeichnung die Bahn des Olber'schen Kometen in
zwei Punkten, welche, nach dem Vorhergehenden, die Kno
ten dieser Bahn mit der Ekliptik vorstellen, und dann ist
das sehr kleine Stück der Bahn, welches links von dieser
Geraden liegt, über der Ekliptik, die hier von der Ebene
des Papiers dargestellt wird, wahrend alles Übrige der
Bahn, auf der rechten Seite jener Geraden, tief unter der
Ekliptik liegt. Dieser Komet könnte also nur dann einem
Planeten begegnen, wenn jene beiden Knoten der Bahn dieses
Planeten sehr nahe lagen. Allein die Zeichnung zeigt, daß die
ses nicht der Fall ist, sondern daß vielmehr jene beiden, hier
allein entscheidenden Punkte, oder daß die beiden Knoten der
Olber'schen Bahn in dem großen, leeren Raume liegen,
welcher die Bahn des Mars von jener des Jupiters trennt,
so daß also hier an eine Begegnung jenes Kometen mit diesen
beiden Planeten nicht weiter gedacht werden kann.
Ganz anders aber verhalt sich die Lage von Biel a'S