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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 



Nr. 14. 



2. solche von mittlerer Periode, wie der nallej^'ssche 

 (76 Jahre) und der Olbers'sche; 



.3. i)eriodisehe Kometen kurzer Umlaufszeit. 



Rechnet man zu diesen letzteren noch den Tuttle- 

 schen mit einer Periode von IB Jahren, so zhlt die 

 Klasse nicht wenig:er als 22 Glieder, wovon die mei.sten 

 whrend der letzten 5 Decennien entdeckt sind. Sie 

 sind fast ohne Ausnahme teleskopisch, meistens sogar sehr 

 schwach und schwer zu beobachten, dabei aber theore- 

 tisch entschieden die interessantesten, nicht allein wegen 

 ihrer hufigen Wiederkehr, welche eine grssere Controle 

 <lurch Beobachtungen gestattet, sondern hauptschlich 

 auch durch ihre speciellen Bahnverhitnisse. 



Es mge hier nur noch kurz die Frage beantwortet 

 werden, wie bei einem neu entdeckten Kometen, in 

 Bezug auf seine l'criodicitt resp. Identitt, mit iVhercn 

 entschieden werden kann. Das einfachste und schnellste 

 Mittel bleibt der Vergleich der ersten Elemente mit denen 

 der Cataloge; doch ist dieser Weg mit erheblichen Un- 

 sicherheiten behaftet. In unserer Zeit, wo die Beobach- 

 tungsmittel und -Methoden eine grosse Schrfe erreicht 

 haben, und die Zahl der Sternwarten eine so bedeutende 

 ist, dass selbst zu ungnstigen Jahreszeiten irgendwo 

 Ortsbestimmungen des neuen Himmelskrpers angestellt 

 werden knnen stellt sich alsbald die Abweichung 

 von der Parabel heraus, und fhrt alsdann die directe 

 Substitution einer Ellipse ((der Hyperbel) zu sicheren 

 Schlssen. 



Das wider.steheiide Mittel und die Massen der grossen 



Planeten. 



Um nun den Anfangs schon erwhnten grossen 

 Nutzen der mhevollen und zeitraubenden Bahnberech- 

 nungen der periodischen Kometen besser erklren zu 

 knnen, mssen wir einige allgemeine Grundbegriffe der 

 Himmelsbewegungen in's Gedchtniss zurckrufen. Nach 

 dem Newton'schen Gravitationsgesetz werden die Krper 

 des Sonnensystems von einander im Verhltniss ihrer 

 Massen angezogen, doch nimmt die Kraft mit dem 

 Quadrat des gegenseitigen Abstandes ab. Im Grossen 

 und Ganzen wird also die Sonne den Planeten und Ko- 

 meten eine bestimmte Bahn vorschreiben, allein Jeder 

 der brigen Wandelsterne ist bestrebt, den andern sich 

 nher zu bringen, und so entstehen die Abweichungen 

 von der normalen Ellipse, die sog. Strungen", welche 

 um so mehr anwachsen je nher der gestrte Planet an 

 den strenden herankommt und je grsser der Letztere 

 ist. Die Bahnen der Hauptplaneten sind bekanntlich 

 nicht sehr excentrisch, dagegen ziehen die periodischen 

 Kometen zum Theil in sehr langgestreckten und wenig 

 gegen die Ekliptik geneigten Ebenen einher und knnen 

 demnach sehr grosse Strungen z. B. von Jupiter er- 

 leiden. Umgekehrt ist aber klar, dass wenn ein solcher 

 Krper sorgfltig beobachtet und berechnet wird, seine 

 Abweichungen vom regelmssigen Laufe ein ausgezeich- 

 netes Mittel zur Bestimmung der Masse des strenden 

 Planeten liefert, wenn nicht die Sache sich durch andere 

 Erscheinungen complieirt, von denen wir gleich sprechen 

 werden. 



Beim Vergleichen der verschiedenen Erscheinungen 

 des nach ihm l)enannten Kometen fand Encke alsbald 

 heraus, dass die Undaufszeit, unter Bercksichtigung 

 aller Strungen, sich jedesmal um ungefhr 2Vo Stunden 

 verkleinere und kam dnrch diesen Umstand zur Auf- 

 stellung seiner berhmten Theorie des widerstehenden 

 Mittels im Rume". Die Dichtigkeit desselben ist nicht 

 etwa constant, sondern sie ninnnt nach der Sonne hin 

 im Quadrat der Annherung zu; der wirkliche Wider- 



stand, den der passirende Krper erleidet, ist der Dich- 

 tigkeit des Mittels und dem Quadrate der jedesmaligen 

 linearen Geschwindigkeit direct proportional. Die sp- 

 teren sehr genauen Rechnungen von v. Asten und Back- 

 lund, auf Grund neuerer und besserer Werthe fr die 

 Planetenmassen haben die Eneke'schen Resultate in Be- 

 zug auf den von ihm untersuchten Zeitraum der Bewe- 

 gung des Kometen vollkommen besttigt, und die Vor- 

 ausberechnung ist stets unter Anwendung der Wider- 

 standshypothese gemacht worden, wodurch man eine 

 grosse Uebereinstinnnung zwischen Theorie und Beob- 

 achtung erzielte. 



In historischem Interesse mag bemerkt werden, dass 

 Bcssel sich nie fr das widerstehende Mittel hat be- 

 geistern knnen, whrend (>ll)ers schon vor der Frage 

 des Encke'schen Kometen die Tiieorie eines in Bewegung 

 befindlichen Fluidums aufgestellt hatte und die Besttigung 

 mit froher eberzeiigung annahm. 



Nichts lag nher, als dass man spter auch andere 

 ])eriodische Kometen zum Vergleich und zur Prfung 

 heranzog. Nun bieten sich aber hierbei besondere Schwie- 

 rigkeiten dar; denn erstens muss ein solcher Komet, um 

 als Kriterium dienen zu knnen, in mehreren, mindestens 

 4 5 Erscheinungen, beobachtet sein und zweitens kommt 

 es .sehr wesentlich darauf an, wie weit er sich in seiner 

 Bahn der Sonne nhert. Von den smmtlichen ])erio- 

 dischen Kometen sind ausser dem Encke'schen nur zwei 

 hufig genug in verschiedenen Erscheinungen beobachtet, 

 um auf Grund einer genauen Berechnung verwendet 

 werden zu knnen. Beide liefern ein lehrreiches Beispiel 

 wie sorgfltig und vorsichtig bei derartigen umfang- 

 reichen und schwierigen Arbeiten verfahren werden 

 muss; zuerst fand sich nmlich in beiden Resultaten an- 

 scheinend eine volle Besttigung der Encke'schen Hypo- 

 these, nach Durchfhrung der Rechnung mit strengster 

 Genauigkeit jedoch ein entschieden negatives Resultat. 

 Um Missverstndnissen vorzubeugen, sei daran erinnert, 

 dass man bei diesen wie bei manchen anderen astrono- 

 mischen Problemen auf indirecte Lsungsmethoden an- 

 gewiesen ist und nur stufenweise sich der Wahrheit 

 nhern kann. 



Der erste von den beiden in Frage kommenden 

 Kometen wurde am 22. November 1843 von Faye auf j 

 der Pariser Sternwarte entdeckt; er ist teleskopischer \ 

 Natur und hat eine Undaufszeit von 7' 2 Jahren. Nach 

 den neueren und sehr genauen Rechnungen von Professor 

 Axel Mller in Lund ist als erwiesen anzunehmen, dass 

 der Faye'sche Komet keine Spur des Vorhandenseins 

 eines widerstehenden Mittels zeigt, sondern .seine Bewe- 

 gungen sich mit Hlfe der heutigen Strungstheorieen 

 und der bekannten Planetenmassen vollkommen befrie- 

 digend darstellen lassen. Doch ist zu bemerken, dass 

 der Faye'sche Komet sich nahezu in einer kreisfrmigen 

 Bahn bewegt und eine grosse Perihcldistanz (34 (XX) ()0 

 Meilen) besitzt, sodass er jedenfalls nicht als sicheres 

 Kriterium gelten kann. Fr die Masse des Jupiter 

 hat Mller aus den vom Kometen erlittenen Strungen 



den Werth -r/n.- abgeleitet. 



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Geeigneter schien der Winnecke'schc Komet, mit a 

 einer Perihcldistanz von 0,85 und einer Umlaufszeit von q 

 5 6 Jahren, der bis jetzt in vier Erscheinungen nmlich 

 1858, 69, 75 und 86 gut beobachtet wurde. Die ersten 

 vorlufigen Bahnbereclnningcn sind von dem verstorbenen 

 sterreichischen Astronomen v. Opjjolzer ausgefhrt, und 

 in dem Vortrage J.st das Newton'sclie Attractionsgesetz 

 zur Erklrung der Bewegung der Hinnnclskr])cr aus- 

 reichend V" ilusserte er sich l)er .seine Resultate wie 

 folgt: Encke, dieser Meister der Rechenkunst, hat zuerst 



