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Kometen (mit kurzer Umlaufsjett).
denaus in Gotha, den Versuch machte,
eine parabolische Bahn für diesen K. zu
berechnen, erhielt er keinen genügenden
Altschluß an die Beobachtungen; dadurch
ward er zur Berechnung einer elliptischen
Bahn veranlaßt und fand nun, daß eine
Ellipse von etwas über drei Jahren Um
laufszeit die Beobachtungen in befriedigen
der Weise darstellte. Zugleich ergab sich
die Identität des Ponsschen K. von 1818
mit dem von Bouvard, Pons und
Huth 20. Okt. 1805, dem von Miß Ka-
roline Herschel 7. Nov. 1795 und dem
von Mechain 17. Jan. 1786 entdeckten
K., der im ganzen nur zweimal beobach
tet worden war. In der Abhandlung über
diesen K., die Bessel im August 1819 an
Bo de sandte, machte er auch darauf auf-
inerksam, daß sich der Komet dem Plane
ten Merkur bis auf 0,oi8 des Erdbahn
halbmessers nähere, und daß daher die
Störungen, die der Komet durch den Mer
kur erleidet, ein gutes Mittel abgäben zur
Bestimmung der bis dahin nur ganz un
zuverlässig bekannten Masse dieses Pla
neten. In der That hat Encke auf diese
Weise die erste genauere Massenbestim
mung desMerkur geliefert, die neuerdings
durch den leider früh verschiedenen Emil
v. Asten weiter berichtigt worden ist, der
sich seit längerer Zeit mit genauen Be
rechnungen der Bahn des Enckeschen K.
unter Berücksichtigung aller Störungen
beschäftigte. Encke fand auch sehr früh,
daß die Umlaufszeit seines K. von einer
Erscheinung zur nächsten eine Verkür
zung von ungeführ drei Stunden erfahre.
Olbers zog daraus den Schluß, daß sich
hierin der Einfluß eines widerstehenden
Mittels kundgebe. Vgl. Äther. Encke schloß
sich dieser Ansicht an und führte sie weiter
aus, während sich Besselablehnend verhielt.
E. v. Asten aber hat gefunden, daß die
Annahme eines widerstehenden Mittels
und die Störungen der großen Planeten
nicht ausreichend sind zur Erklärung aller
Erscheinungen des Enckeschen K.; es er
scheint also hier eine Berücksichtigung
auch des Einflusses der kleinen Planeten
geboten.
Übrigens ist der Enckesche Komet ein
sehr schwacher, in der Regel nur in licht
starken Fernrohren als ein ovaler Nebel
sichtbar. Nur unter besonders günstigen
Umständeu (große Annäherung an Erde
und Sonne) ist er auch mit bloßem Auge
wahrgenommen worden (so 1871) und hat
dann einen schwachen Schweif gezeigt.
Über die Elemente und die fernerweiten
Erscheinungen des Enckeschen K. vgl. Nr.
96 in dem Verzeichnis am Ende dieses
Artikels.
6) Außer dem Enckeschen sind noch eine
Anzahl K. von kurzer Umlaufszeit bekauut,
uämlich folgende acht:
Der Bielasche Komet, teleskopisch, von
6 3 A Jahren Umlaufszeit (Nr. 84 des Ver
zeichnisses). Derselbe war bereits zweimal
zur Zeit seiner Sonnennähe beobachtet
worden, int Frühjahr 1772 und im Win
ter 1805—1806, und schon bei der letztem
Erscheinung war die Ähnlichkeit der Bah
nen aufgefallen. DurchMorftadt auf die
mögliche Identität beider K. und die wahr
scheinliche Wiederkehr 1826 aufmerksam
gemacht, suchte nun der Hauptmaun v.
B iel a inJosephstadt nach demselben, und
27. Febr. 1826 gelang ihm auch die Auf
findung; bald nachher, 9. März, wurde
er auch unabhängig davon durch Garn-
bart in Marseille entdeckt, und diesem
Astronomen sowie Clausen in Altona
verdankt man auch die Berechnung der
elliptischen Bahn. Olbers machte bald
darauf auf die große Annäherung der
Bahir an die Erdbahn aufmerksam (vgl.
oben in Nr. 1); übrigens bot die von
Damoiseau unter Berücksichtigung der
Störungen der Erde, des Jupiter und Sa
turn berechnete Wiederkehr 1832 nichts
Bemerkenswertes. 1839 konnte er wegen
der 2age seiner Bahn nicht gesehen wer
den; bei der nächsten Wiederkehr, 1845,
aber bot er das merkwürdige Schauspiel
des Zerfallens in zwei K. Zuerst nahm
H i n d 19. Dez. eine Verzerrung der
Gestalt, eine Art Protuberanz nach N.
hin, wahr; doch war 21. (nach Encke)
noch keine Teilung eingetreten. Diese
wurde zuerst 29. Dez. 1845 in Amerika
und um die Mitte Januar 1846 in Eu
ropa bemerkt. Der ueue, kleinere Komet,
der mie der ursprüngliche einen Schweif
hatte, ging nördlich voran, anfangs in 3,
