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