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Abhandlungen.
§ 63.
Dies ist also, wie es in die Augen fällt, eine sehr leichte Methode,
die erste Rechnung über die Elemente der Kometenbahn zu verbessern;
und man wird alsdann die Elemente so genau bestimmen, als sie sich
nur immer aus drei nicht sehr weit von einander entfernten Beobach
tungen finden lassen. Aber durch einander nahe Beobachtungen wird
die Bahn eines Kometen nie genau gefunden, theils weil alle Beobach
tungen aus mehreren Ursachen immer fehlerhaft sind, und theils auch
deswegen, woran man selten zu denken scheint, weil wir die Länge der
Sonne noch eben nicht bis zu einzelnen Sekunden genau berechnen
können, wenigstens vor Herrn De Lambre’s und Herrn von Zach’s
neueren Bemühungen noch weiter zurückblieben. Eine Unzuverlässigkeit
oder ein Fehler von 10" in der Länge der Sonne kann unter gewissen
Umständen grössere Folgen haben, als ein Fehler von einer oder gar
mehreren Minuten in der beobachteten Länge und Breite des Kometen.
Eine Warnung für den Rechner, den Ort der Sonne bei jeder Beobach
tung mit gehöriger Sorgfalt zu suchen. Fehler aber in der Länge, oder
dem Abstande der Sonne, oder in der beobachteten Länge und Breite
des Kometen haben natürlich einen so viel grösseren Einfluss auf die
Bestimmungsstücke der Kometenbahn, je näher die Beobachtungen unter
einander sind, und je kleiner also das in der Zwischenzeit beschriebene
Stück der Kometenbahn ist.
§ 64.
Man hat verschiedene Methoden angegeben, um auch die unter
sich entferntesten Beobachtungen zur Korrektion einer schon beiläufig-
bekannten Kometenbahn brauchen zu können. Man kann sie indessen
auf drei vorzügliche reduciren: nämlich die Methode des Herrn Lambert,
des Herrn De La Place und des grossen Newton. Alle drei wollen
wir näher untersuchen und mit einander vergleichen.
§ 65.
Lambert schlägt vor, die Distanzen des Kometen von der Erde
in drei Beobachtungen aus der Konstruktion oder aus einer ersten
Rechnung zu nehmen, ihre Unterschiede von den wahren als Differential-
Grössen anzusehen, deren Potenzen man bei der Rechnung weglassen
kann, und aus den beobachteten Zwischenzeiten den Betrag dieser Unter
schiede zu bestimmen. Es mögen die drei aus der Konstruktion, oder
der ersten Rechnung gefundenen Distanzen des Kometen von der Erde
a, I), c sein, so nimmt er für die wahren Distanzen a + x, b -j- y, c + z
an: drückt dadurch die Abstände des Kometen von der Sonne, und die