424 STRÖMGREN, UEBER KOMETENBAHNEXCENTRICITÄTEN. I. 

 df(a) ... . 1 ..... N 



erhalten werden können. 



Werden nun diese Werthe der Geschwindigkeiten der Sonne 



zu den relativen Geschwindigkeiten des Kometen addirt, so 



müssen wir wiederum die Formeln pag. 407 benutzen, wo als 



Koordinaten die gestörten Koordinaten des Kometen sc, y, z zu 



gebrauchen sind und als Geschwindigkeiten die auf diese Weise 



„ dx d'Sr^) dy drirT) dz dCn , , 



korngirten Koordinaten ~r H ^ , ~- H ^~ , -r- H — ^ , welche 



ö dt dt ' dt dt 'dt dt ' 



Grössen im Folgenden l-^-J , I-7H, \—r ) bezeichnet werden. 



In der oben citirten Arbeit hatte ich diese Rechnungen für 

 fünf Epochen mit einem Intervalle von 320 Tagen ausgeführt, 

 und die Resultate deuteten eine kontinuirliche Abnahme der Excen- 

 tricität an, obwohl aus den wenigen Daten keine sichere Schluss- 

 folgerung bezüglich der Grenze, gegen welche die Excentricitäts- 

 werthe schliesslich konvergiren, gezogen werden konnte. Jetzt, 

 wo ein grösseres Material vorliegt, habe ich die Rechnung weiter 

 geführt und zwar mit kürzerem Intervalle, 160 Tage. 



Um einen Anhaltspunkt für die Abschätzung der Genauig- 

 keit der logarittnischen Rechnung zu gewinnen, habe ich auch 

 für die ungestörten Koordinaten und Geschwindigkeiten die Aus- 

 drücke C, C x , C u berechnet, Quantitäten, welche in der unge- 

 störten Bewegung konstante Werthe besitzen müssen. 



Wir bekommen also: 



