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Siebenter Abschnitt: 
aber mit einer Parabel begnügen und folglich das Ob und 
Wann der etwanigen Wiederkehr ganz unbestimmt lassen. 
Kann man aber eine Excentricität ableiten, welche um eine- 
bestimmte (nicht um den ganzen Betrag derselben unsichere) 
Grösse von der Einheit abweicht, also es gewiss machen, dass 
die Excentricität nicht = 1, sondern <( 1 (Ellipse) oder 7> 
1 (Hyperbel) sei, so kann man den gefundenen wahrschein 
lichsten Werth dieser Excentricität mit den früher gefundenen 
parabolischen (nun aber in Folge der genaueren Untersuchung 
abgeänderten) Elementen vereinigen, und daraus (im Falle der 
Ellipse) die halbe grosse Axe, folglich Umlaufszeit und Wieder 
kehr berechnen, wiewohl die letztere, bevor eine wirkliche 
Wiederkehr erfolgt ist, aus mehrfachen Gründen sehr schwankend 
bleibt. Ein höchst geringer Fehler in der Excentricität be 
wirkt nämlich, wenn diese wenig von der Einheit abweicht, 
schon einen sehr bedeutenden in der Umlaufszeit. Bei der von 
Argeiander berechneten Bahn des grossen Kometen von 1811 
wird z. B., wenn etwa die Excentricität um 0,0001 grösser als 
die berechnete ist, die Umlaufszeit (von etwa 3000 Jahren) 
um ein volles Jahrhundert länger sein. Dann aber kommen 
die Störungen hinzu, die gleichfalls dieses Element weit stärker 
als alle übrigen afficiren. Bei dem erwähnten Kometen hat 
Argeiander sie beiläufig berechnet und findet, dass sie den ge 
genwärtigen Umlauf um 177 Jahre verkürzen. 
S- 171- 
Bei hyperbolischen Bahnen würde dagegen eben so 
wenig als bei parabolischen jemals eine Wiederkehr stattfinden, 
vorausgesetzt, dass die Bahn diese Form stets behielte. Ein 
solcher Komet würde dann nicht als bleibendes Glied des 
Sonnensystems betrachtet werden können, da sein Lauf ihn 
nach dem Perihel ohne Aufhören von der Sonne entfernt und 
er so endlich aus ihrem Bereiche kommen, und in den eines 
andern Fixsterns übergehen müsste.*) Für den Berechner 
*) In den früheren Auflagen dieser Schrift hatte ich mich, nicht ge 
gen die Möglichkeit, wohl aber gegen die Wahrscheinlichkeit 
solcher Kometenbahnen erklärt. Die so bedeutende Bereicherung an 
neuen und unerwarteten Thatsaehen und dadurch ermöglichten schärferen 
Unterscheidungen haben nicht umhin gekonnt, die frühere Meinung des 
Yerf. (und der meisten anderen Astronomen) zu modificiren. Aufmerk 
samen Lesern wird bei Vergleichung dieses Abschnitts mit den frühem 
Auflagen nicht unbemerkt bleiben, dass meine Ansicht über Kometen auch 
noch in einigen andern Punkten von der früheren abweicht: wo dies aber 
auch immer geschehen, ist es stets durch neue und gewichtige 
thatsächliche Gründe bewirkt worden.