Die Kometen. 
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wird es fast immer am geratensten sein, zuerst eine para 
bolische Balm den Beobachtungen zu entnehmen, denn erst 
eine längere Reihe derselben kann möglicherweise auf eine 
bestimmte Ellipse führen, während 3 Beobachtungen in den 
ersten Tagen nach der Entdeckung mit verhältnissmässig leichter 
Mühe eine Parabel finden lassen, aus der man eine Ephemeride 
für die nächsten Wochen und Monate ableiten kann. Die 
theoretische Frage, ob wirklich eine in aller Strenge parabo 
lische Bahn Yorliege oder nicht, muss jedenfalls einer Zeit, 
wo zahlreichere und über einen möglichst grossen Zeitraum 
sich erstrebende Beobachtungen vorliegen, zur Entscheidung 
Vorbehalten bleiben. 
In einer parabolischen Bahn, deren Lage auf die Ekliptik 
bezogen werden soll, sind folgende Elemente zu bestimmen: 
Kleinster Abstand von der Sonne = q 
Ort der Sonnennähe = P 
Durchgangszeit durch das Perihel = T 
Aufsteigender Knoten in der Ekliptik = <0, 
Neigung gegen die Ekliptik = i 
wozu noch die Bestimmung tritt, ob die Bahn rechtläufig 
(im Sinne der Planetenbahnen) oder rückläufig sei; wiewohl 
diese Bestimmung nicht ein selbständiges Element bildet, son 
dern in i mit ausgedrückt werden kann, wenn man die Nei 
gungen über 90° hinaus bis 180° fortzählt, wo sodann ein 
zwischen 0° und 90° fallender Werth von i die rechtläufigen, 
und ein zwischen 90° und 180° liegender die rückläufigen 
Bahnen bezeichnet. Mit Zuziehung der bekannten Sonnenmasse 
und der Kepler’sehen Gesetze lässt sich sodann die Geschwin 
digkeit im Sonnennähepunkte wie in jedem andern, folglich 
auch der heliocentrische Ort für eine gegebene Zeit, ableiten. 
Berechnet man hingegen elliptische Elemente, so finden 
dieselben Bestimmungsstücke wie bei den Planeten Anwendung 
und es lässt sich hier gleichfalls eine an die Stelle der Um 
laufszeit tretende m i 111 e r e t ä g 1 i c h e B e w e g un g berechnen, 
doch mit dem für die Praxis nicht zu übersehenden Unter 
schiede, dass die Mittelpunktsgleichung, die namentlich 
bei den älteren Planeten ziemlich leicht zu entwickeln und 
nur mehr wie eine Correction des mittleren Ortes anzusehen 
ist, hier eine solche Grösse erreicht, dass zu ihrer Berechnung 
die ersten Glieder der Reihe nicht mehr ausreichen, Ihr Aus 
druck schreitet nämlich in einer nach Potenzen von e geord 
neten Reihe fort; ist nun e sehr klein, so werden die Potenzen 
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