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Wenn wir nur mit einem störenden Planelen rechnen, wird die periodische Bewe- 

 gung der Sonne eine kleine Ellipse; sind zwei störende Planeten vorhanden, bekom- 

 men wir zwei superponierte Ellipsen, und in den Bahnelementen des Kometen muss 

 eine Periodizität hervortreten, welche zusammengesetzt ist aus den Perioden der 

 Bahnbewegung der störenden Planeten um die Sonne, Perioden, die aber durch die 

 fortschreitende Bewegung des Kometen im Welträume modifiziert sind, da die Schwan- 

 kungen in den Koordinaten und Geschwindigkeiten der Sonne für die oskulierenden 

 Elemente des Kometen je nach der eigenen Lage und der eigenen Bewegung des 

 Kometen eine verschiedene Rolle spielen. 



Was zuerst die Schwankungen in den Geschwindigkeitskomponenten betrifft, 

 so wird ihre Einwirkung auf die oskulierende Bahn des Kometen zunehmen, je 

 weiter sich der Komet von der Sonne entfernt, weil mit wachsender Sonnendistanz 

 die eigenen Geschwindigkeitskomponenten des Kometen abnehmen, während die 

 Geschwindigkeiten der Sonne zwischen bestimmten Maximal- und Minimalwerten 

 oszillieren. Bezüglich der Schwankung in den Koordinaten der Sonne ist das 

 Verhältnis umgekehrt, weil sich diese ebenso wie die Geschwindigkeitskomponenten 

 der Sonne innerhalb gewisser fester Grenzen halten, während die Koordinaten des 

 Kometen mit wachsender Sonnendistanz immer grösser werden. 



Da also die oskulierenden Exzentrizitäten des Kometen (wie die oskulierenden 

 Bahnelemente überhaupt) eine periodische Schwankung aufweisen müssen, welche 

 mit wachsender Sonnendistanz jedenfalls nicht abnehmen wird, und da sie also 

 nicht gegen einen gewissen Endwerl konvergieren, können sie offenbar für unsern 

 Zweck nicht verwertet werden. 



Diese Auseinandersetzung wird durch die folgende Tabelle der oskulierenden 

 Exzentrizitäten des Kometen 1890 II vollständig bestätigt; 



Oskulierende Exzentrizitäten des Kometen 1890 II. 

 1889 Sept. 18 e = 1-000 3620 



