83 



rade, är högst obetydligt. Utom den ryktbara Ilalleyska ko- 

 meten, som hav omloppstid af 76 år, känner man med säkerhet 

 endast 4 periodiska kometer, nemligen Enckes, Bielas, Fayes 

 och Brorsens, alla med en kort omloppstid af 3 till 8 fir. — 

 Bland dem hafva Eucke's och Bielas kometer tillvunnit sig ett 

 särskildt intresse genom företeelser af en ny och oväntad be- 

 skaffenhet. Den förstnämnde har sedan 1819, då Enke förut- 

 sade dess periodiska återkomst efter 3 Va år, fulländat 11 om- 

 lopp och lika många gånger varit observerad, sednast förliden 

 höst. Derunder har dess omloppstid kontinuerligen aftagit, så 

 att kometen hvarje gång ernått sitt perihelium ungefär 2 tim- 

 mar tidigare än beräkningarne gifvit anledning att förvänta. En 

 minskning af omloppstiden förutsätter enligt Keplerska lagarne 

 ett närmande till solen, hvilket åter ej låter förklara sig annor- 

 lunda än att kometens tangentialhastighet småningom aftager 

 och solens attraktion derigenom blifver mer och mer öfvervä- 

 gande. Men huru förklara en sådan minskning af tangential- 

 hastigheten? Vi hafva här ett fall, och det är det första, i hvil- 

 ket den Newtonska teorin visar sig vara otillräcklig. En ny 

 princip, en kraft, som man förut ej afvetat, tyckes här modi- 

 fiera gravitationen. Encke har sökt denna kraft i ett ytterst 

 fint i verldsrymdem utbredt ämne, som han antager göra mot- 

 stånd emot den töckenlika kometens rörelse, utan att derföre 

 kunna märkbart afficiera de millioner gånger tätare planeternas 

 hastighet. Tills vidare förslår Enckes hypotes fuUkomligen 

 att bringa observationerna i samstämmighet med teorin; men 

 fenomenet är alltför enstaka för att ännu kunna tillskrifva en 

 för dess behof uppställd förklaringsgrund allmän giltighet eller 

 objektiv sanning; och det måste öfverlemnas åt framtiden att 

 genom nya argumenter bekräfta eller vederlägga ifrågavarande 

 hypotes. 



Bielas komet, som likaledes har en kort omloppstid af 

 6% år, beskrifver en mycket exentrisk ellips, som i en punkt 

 kommer jordbanan så nära, att ett sammantiäfi^ande af båda 

 himlakropparne icke vore omöjli<i,t. Dertill erfordras likväl, alt 

 båda samtidigt passera just den trakt, der deras banor mest 

 närma sig hvaraudra, ett vilkor hvars inträfi"ande i sjelfva ver- 



