ÖFVERSIGT AF K. VETENSK.-AKAD. FÖRHANDLINGAR 1898, N:0 7. 407 



ii'—"- • • /-> 1 \ dz du\ 



k]/ r smismQ = üA y dt- z tt\ 



r 2 = x- + y 2 + z- 



e sin v 



Yp j dx dy dz 



wk-r\ dt J dt dt 



P 

 e cos v = — — 1 

 r 



d. i. 



r w 2 k- \ i ni 



r 2 = x 1 + y 1 + z 2 



ip -. \ 2 p { dx dy dz) 2 



\r / t« 2 Ä; 2 -r 2 l ^ ^ ^ <&j 



wo w das gewählte Zeitintervall (hier 40 Tage) bezeichnet und C, 

 Cj, C n an Stelle der drei Flächengeschwindigkeiten eingeführt sind. 

 Diese Formeln geben also die für jede Zeitepoche oskulirende 

 Excentricität. Indessen auf die Frage nach der Bahn, in welcher 

 sich der Komet ursprünglich unserer Sonne genähert hat, giebt 

 die oskulirende Excentricität keine Antwort. In den durch die 

 Störungsrechnung erhaltenen Werthen der Koordinaten und Ge- 

 schwindigkeiten des Kometen sind die durch die störenden Pla- 

 neten bewirkten Schwankungen in den Koordinaten und Ge- 

 schwindigkeiten der Sonne mit enthalten. Wenn wir mit einem 

 störenden Planeten rechnen, wird die periodische Bewegung der 

 Sonne eine kleine Ellipse; sind zwei störende Planeten vorhanden, 

 bekommen wir zwei superponirte Ellipsen, und in den Bahnelemen- 

 ten des Kometen muss eine Periodicität hervortreten, welche zu- 

 sammengesetzt ist aus den Perioden des Kreislaufes der störenden 

 Planeten um die Sonne, Perioden, die aber durch die fortschrei- 



