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Es ist nun leicht, diese Schwierigkeil zu beseitigen. Wir brauchen nur nach 

 bekannten Regeln die Bewegung des Kometen auf den Schwerpunkt desjenigen Sy- 

 stems, welches von der Sonne und den störenden Planeten gebildet wird, zu beziehen. 

 Dann verschwindet die Periodizität in den Geschwindigkeiten des Kometen, und 

 die Exzentrizitätswerte werden allmählich gegen einen bestimmten Wert konvergieren. 



Hier kommt aber noch etwas hinzu. Wenn wir uns vorstellen, dass wir die 

 Bewegung des Kometen so weit rückwärts verfolgt haben, dass die Störungen von 

 jetzt an verschwindend klein sind, so bewegt sich der Komet in einem Kegelschnitte 

 ganz so als ob die Massen der Sonne und der Planeten im Schwerpunkt der Sonne 

 vereinigt wären. Wir haben deshalb in den in der Fussnote auf der Seife 9 gegebe- 

 nen Formeln statt k- einen anderen Wert: A^- (1 + 2'/nj) zu setzen, wo nij die 

 Masse eines der betreffenden Planeten bedeutet. 



Wenn dies berücksichtigt wird, gibt die Rechnung die Schwerpunktsexzen- 

 trizitäl in bezug auf die Gesamtmasse der Sonne und der Planeten, und dieser Wert 

 stellt die Exzentrizität dar, die wirklich die ursprüngliche Beschaffenheit der Kometen- 

 bahn kennzeichnet. 



Für die Berechnung dieser auf die Gesamtmasse bezogenen Schwerpunkts- 

 elemente haben wir also in folgender Weise zu verfahren. Zu den ungestörten 



Koordinaten .v„, j/„, Zg und Geschwindigkeiten ", ^'', " des Kometen werden 

 die Störungswerte ç, r^, C, ./> j|) ^J^ »^les Kometen und die Koordinaten ?©, tjQ, CO 



und Geschwindigkeiten -Af' , jp, tt' der Sonne in bezug auf den Schwerpunkt 



des Systems addiert. Für die sechs letzteren Grössen haben wir die folgenden 



Ausdrücke: 



Imx, 2'mj/, „ Imz^ 



l + 2'/ii^ '^ 1 + 2/n^ ^^ l-f2m, 



Idt 



dt 1 + I'm, dt 1 + 2'/ni dt 1 + Irnj ' 



In den Formeln in der Fussnote auf Seite 9 ist statt k- der Wert k- (1 ^ Stn^) 

 zu setzen. 



Es kann eigentümlich erscheinen, dass von allen früheren Verfassern die Tal- 

 sache übersehen worden war, dass man, um aus den Kometenbahnexzentrizitäten 

 einige kosmogonische Schlussfolgerungen ziehen zu können, nicht nur eine Rück- 

 wärtsrechnung der Kometenstörungen ausführen, sondern auch die Exzentrizitäten 

 wegen der Störungen der Sonne reduzieren muss. 



Das Übersehen dieser Tatsache beruht wahrscheinlich darauf, das man sich 

 über die Grösse des Einflusses der Störungen, der direkten Komelenstörungen sowie 



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