30. Ueber den auf 1789 erwarteten Kometen. 247
zu erwarten, eine Epoche, die sehr wenige der jetzt Lebenden erreichen
werden.
Die grosse Excentricität der Laufbahnen der Kometen, das verhält-
nissmässig kleine Stück, das sie während ihrer Sichtbarkeit beschreiben,
und die unvermeidlichen Fehler der Beobachtungen machen es unmög
lich, die ganze Bahn und die Umlaufszeit eines Kometen aus den Be
obachtungen während einer Erscheinung desselben zu berechnen. Haupt
sächlich liegt es an letzteren: denn an sich ist die ganze Bahn eines
Kometen durch drei Beobachtungen völlig bestimmt. Allein, da diese
selten bis auf ganze, und vielleicht nie bis auf halbe Minuten zuver
lässig sind, so vermengen sich gewöhnlich die Abweichungen der wirk
lichen Bewegung des Kometen von der parabolischen Hypothese mit
diesen Fehlern völlig, und wenn auch in selteneren Fällen die Unzuläng
lichkeit einer Parabel sichtbar wird, so lassen sich doch die Beobach
tungen mit befriedigender Schärfe durch so unterschiedene Ellipsen dar
stellen, dass man über die Umlaufszeit nie etwas Zuverlässiges sagen
kann. Mir scheint es deswegen mehrentheils nur eine Art von astro
nomischem Luxus zu sein, wenn man die Bahn eines Kometen, dessen
Umlaufszeit man nicht schon vorher kennt, in einer Ellipse berechnet;
denn am Ende findet man nach viel grösserem Aufwande von Zeit und
Rechnungen nichts mehr, als was man bei Voraussetzung der para
bolischen Bewegung ungleich leichter und geschwinder hätte heraus
bringen können.
Die einzige Art, wie man also die Umlaufszeit eines Kometen
kennen lernen kann, ist, wenn man ihn zwei oder mehrere Mal zu seiner
Sonnennähe wiederkehren sieht; das ist, wenn man findet, dass das
parabolische berechnete Stück einer Kometenbahn mit dem eines ehe
mals berechneten in so fern übereinstimmt, dass man die sich etwa
noch findenden Unterschiede als kleine, aus den anziehenden Kräften
der übrigen Himmelskörper entstandene Verrückungen ansehen kann.
Ist indess ein solcher Komet erst zwei Mal beobachtet worden, sind die
Unterschiede in den Bestimmungsstücken beider Bahnen etwas gross,
sind die Beobachtungen in einer oder beiden Erscheinungen nur un
vollkommen, so darf man noch nicht mit Sicherheit die Zwischenzeit
zwischen beiden Perihelien als die Umlaufszeit dieses Kometen ansehen.
Es giebt noch nichts als eine mehr oder weniger wahrscheinliche Muth-
maassung. Die Aehnlichkeit beider Kometen kann vielleicht nur schein
bar, nur durch Fehler von Beobachtungen veranlasst sein, und vielleicht
können auch zwei ganz verschiedene Kometen in der Nähe der Sonne
ziemlich ähnliche Stücke sonst ganz unterschiedener Bahnen beschreiben.
Soll man auf diese Muthmaassung rechnen können, will man sie
zur Gewissheit erheben, so muss der Komet schon mehrmals gehörig