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Naturwissenschaftliche Wochenschrift. 
Nr. 14. 
2. solehe von mittlerer Periode, wie der Halley’sche 
(76 Jahre) und der Olbers’sche; 
3. periodische Kometen kurzer Umlaufszeit. 
Reehnet man zu diesen letzteren noch den Tuttle- 
schen mit einer Periode von 13 Jahren, so zählt die 
Klasse nicht weniger als 22 Glieder, wovon die meisten 
während 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 häufigen Wiederkehr, welche eine grössere Controle 
dureh Beobachtungen gestattet, sondern hauptsächlich 
auch dureh ihre speciellen Bahnverhältnisse. 
Es möge hier nur noch kurz die Frage beantwortet 
werden, wie bei einem neu entdeekten Kometen, in 
Bezug auf seine Periodieität resp. Identität, mit früheren 
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 Schärfe erreicht 
haben, und die Zahl der Sternwarten eine so bedeutende 
ist, dass selbst zu ungünstigen Jahreszeiten irgendwo 
Ortsbestimmungen des neuen Himmelskörpers angestellt 
werden können — stellt sich alsbald die Abweichung 
von der Parabel heraus, und führt alsdann die direete 
Substitution einer Ellipse (oder Hyperbel) zu sicheren 
Schlüssen. 
Das widerstehende Mittel und die Massen der grossen 
Planeten. 
Um nun den Anfangs schon erwähnten grossen 
Nutzen der mühevollen und zeitraubenden Bahnberech- 
nungen der periodischen Kometen besser erklären zu 
können, müssen wir einige allgemeine Grundbegriffe der 
Himmelsbewegungen in’s Gedächtniss zurückrufen. Nach 
dem Newton’schen Gravitationsgesetz werden die Körper 
des Sonnensystems von einander im Verhältniss 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 übrigen Wandelsterne ist bestrebt, den andern sieh 
näher, zu bringen, und so entstehen die Abweichungen 
von der normalen Ellipse, die sog. „Störungen“, welche 
um so mehr anwachsen je näher der gestörte Planet an 
den störenden herankommt und je grösser der Letztere 
ist. Die Bahnen der Hauptplaneten sind bekanntlich 
nicht sehr exeentrisch, dagegen ziehen die periodischen 
Kometen zum Theil in sehr langgestreckten und wenig 
gegen die Ekliptik geneigten Ebenen einher und können 
demnach sehr grosse Störungen z. B. von Jupiter er- 
leiden. Umgekehrt ist aber klar, dass wenn ein solcher 
Körper sorgfältig beobachtet und berechnet wird, seine 
Abweichungen vom regelmässigen Laufe ein ausgezeich- 
netes Mittel zur Bestimmung der Masse des störenden 
Planeten liefert, wenn nicht die Sache sich durch andere 
Erscheinungen eomplieirt, von denen wir gleich sprechen 
werden. 
Beim Vergleichen der verschiedenen Erscheinungen 
des nach ihm benannten Kometen fand Encke alsbald 
heraus, dass die Umlaufszeit, unter Berücksichtigung 
aller Störungen, sich jedesmal um ungefähr 2!/, Stunden 
verkleinere und kam durch diesen Umstand zur Auf- 
stellung seiner berühmten Theorie des „widerstehenden 
Mittels im Raume“. Die Diehtigkeit desselben ist nicht 
etwa constant, sondern sie nimmt nach der Sonne hin 
im Quadrat der Annäherung zu; der wirkliche Wider- 
stand, den der passirende Körper erleidet, ist der Dich- 
tigkeit des Mittels und dem Quadrate der Jedesmaligen 
linearen Geschwindigkeit direet proportional. Die spä- 
teren sehr genauen Rechnungen von v. Asten und Back- 
lund, auf Grund neuerer und besserer Werthe für die 
Planetenmassen haben die Encke’schen Resultate in Be- 
zug auf den von ihm untersuchten Zeitraum der Bewe- 
gung des Kometen vollkommen bestätigt, und die Vor- 
ausberechnung ist stets unter Anwendung der Wider- 
standshypothese gemacht worden, wodurch man eine 
grosse Uebereinstimmung zwischen Theorie und Beob- 
achtung erzielte. 
In historischem Interesse mag bemerkt werden, dass 
Bessel sich nie für das widerstehende Mittel hat be- 
geistern können, während Olbers schon vor der Frage 
' des Enceke’sehen Kometen die Theorie eines in Bewegung 
befindlichen Fluidums aufgestellt hatte und die Bestätigung 
mit froher Ueberzeugung annahm. 
Niehts lag näher, als dass man später auch andere 
periodische Kometen zum Vergleich und zur Prüfung 
heranzog. Nun bieten sich aber hierbei besondere Sehwie- 
rigkeiten dar; denn erstens muss ein soleher Komet, um 
als Kriterium dienen zu können, 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 nähert. Von den sämmtlichen perio- 
dischen Kometen sind ausser dem Encke’schen nur zwei 
häufig genug in verschiedenen Erscheinungen beobachtet, 
um auf Grund einer genauen Berechnung verwendet 
werden zu können. Beide liefern ein lehrreiches Beispiel 
wie sorgfältig und vorsichtig bei derartigen umfang- 
reichen und schwierigen Arbeiten verfahren werden 
muss; zuerst fand sich nämlich in beiden Resultaten an- 
scheinend eine volle Bestätigung der Encke’schen Hypo- 
these, nach Durchführung der Rechnung mit strengster 
Genauigkeit jedoch ein entschieden negatives Resultat. 
Um Missverständnissen vorzubeugen, sei daran erinnert, 
dass man bei diesen wie bei manchen anderen astrono- 
mischen Problemen auf indireete Lösungsmethoden an- 
stufenweise sich der Wahrheit 
gewiesen ist und nur 
nähern kann. 
Der erste von den beiden in Frage kommenden 
Kometen wurde am 22. November 1843 von Faye auf 
der Pariser Sternwarte entdeckt; er ist teleskopischer 
Natur und hat eine Umlaufszeit von 7'/, Jahren. Nach 
den neueren und sehr genauen Rechnungen von Professor 
Axel Möller in Lund ist als erwiesen anzunehmen, dass 
der Faye’sche Komet keine Spur des Vorhandenseins 
eines widerstehenden Mittels zeigt, sondern seine Bewe- 
gungen sieh mit Hülfe der heutigen Störungstheorieen 
und der bekannten Planetenmassen vollkommen befrie- 
digend darstellen lassen. Doch ist zu bemerken, dass 
der Faye’sche Komet sich nahezu in einer kreisförmigen 
Bahn bewegt und eine grosse Periheldistanz (34.000 000 
Meilen) besitzt, sodass er jedenfalls nicht als sicheres 
Kriterium gelten kann. — Für die Masse des Jupiter 
hat Möller “a den vom Kometen erlittenen Störungen 
den Werth —— 10 = 
Geeigneter schien der Winnecke’sche Komet, mit 
einer Periheldistanz von 0,85 und einer Umlaufszeit von 
5—6 Jahren, der bis jetzt in vier Erscheinungen nämlich 
1858, 69, 75 und 86 gut beobachtet wurde. Die ersten 
vorläufigen Bahnberechnungen sind von dem verstorbenen 
österreichischen Astronomen v. Oppolzer ausgeführt, und 
in dem Vortrage „Jst das Newton’sche Attractionsgesetz 
zur Erklärung der Bewegung der Himmelskörper aus- 
reichend ?“ äusserte er sich “über seine Resultate wie 
folgt: „Encke, dieser Meister der Rechenkunst, hat zuerst 
abgeleitet. 
