Bahnbestimmung des Kometen 1826IV. 283 
Das Glied ($,—,) sec D tg i,, welches den Wert von 3° im allgemeinen nicht überschreitet, habe ich 
für jede einzelne Beobachtung berechnet. Bei den Refraktionsgliedern ist es jedoch, da der Komet niemals 
in zu geringer Höhe beobachtet wurde, genügend, den Refraktionsunterschied R mit dem Mittel aus allen 
Stundenwinkeln und Deklinationen zu berechnen. 
Schwarzenbrunner hat nun seine Beobachtungen mit Vernachlässigung aller dieser Korrek- 
tionsglieder reduziert und in A.N. 5, p. 401 bis 408 und 441 bis 444 veröffentlicht. Da die Original- 
beobachtungen nicht vorlagen, hat mir Herr Direktor P. Schwab-Kremsmünster auf meine Bitte in 
liebenswürdigster Weise das Beobachtungsjournal zur Verfügung gestellt und dadurch eine sehr 
schätzenswerte Bereicherung des Materials ermöglicht. Bei der Durchsicht ergab sich nämlich, daß 
Schwarzenbrunner nur einen kleinen Teil der Beobachtungen reduziert hat und alle jene unberück- 
sichtigt ließ, bei denen der Vergleichsstern nicht bekannt war. Es ist daraus aber auch ersichtlich, warum 
die von ihm erhaltenen Kometenörter so wenig befriedigend miteinander übereinstimmen. In einzelnen 
Fällen wurden nur die Antritte oder nur die Austritte an einer Lamelle beobachtet, dessenungeachtet 
sind sie von Schwarzenbrunner angeführt worden. Bisweilen hat Schwarzenbrunner die Dekli- 
nationsunterschiede mit Hilfe des Radius des Gesichtsfeldes aus Randbeobachtungen abgeleitet. 
Aus den Originalbeobachtungen habe ich zunächst alle von Schwarzenbrunner nicht berück- 
sichtigten Sterne abgeleitet und den Wert K aus 35 Beobachtungen nach der Methode der kleinsten 
Quadrate zu 21° 58' 30° bestimmt. 
Bei dieser Bestimmung erhielten die einzelnen Beobachtungen sowohl mit Rücksicht auf die Zahl 
der Sterne wie ihren Deklinationsunterschied verschiedene Gewichte. Hierauf wurden die Werte z, und 7, 
für jede Beobachtung aus wenigstens drei Sternen berechnet, ausgenommen die Fälle, in denen nur 
zwei Sternvergleichungen vorlagen, wo aber der Deklinationsunterschied groß genug ist, um zö mit 
hinreichender Genauigkeit zu ergeben. Alle andern Vergleichungen mußten unberücksichtigt bleiben, 
desgleichen auch die Randbeobachtungen, da die Daten zu einer genaueren Bestimmung des Radius des 
Gesichtsfeldes fehlten. Die Vergleichung dieser Beobachtungsresultate zeigt meist so große Abweichungen 
von den Ephemeridenörtern, daß ihre Verwerfung gerechtfertigt erscheint. 
Durch die Anbringung des Korrektionsgliedes (ö,—8,) sec Dtgi, werden die RA-Beobachtungen 
untereinander in gute Übereinstimmung gebracht. Die An- und Austritte der Sterne sowohl wie die des 
Kometen sind nicht immer scharf beobachtet, der Durchgang durch die Lamelle schwankt zwischen 18° 
und 22°, dadurch werden aber die Deklinationsbestimmungen wesentlich beeinflußt. Ein Fehler von einer 
Zeitsekunde in (0/-—#%) bringt schon die sehr große Verschiebung von 15" cos.D ctg i, hervor. Für 
Dga= 0 und i, — 22° beträgt dieser Fehler 37°. Dazu kommt noch, daß die relativ unsichere Bestimmung 
von i, auch auf den Wert J, oft entstellend einwirkt, so daß die Beobachtungen in Deklination oft um 
2 bis 3' vom wahren Werte abweichen. 
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Par. | ax bp Vergl. 
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+ ı12'8 5b gm 2827 1909), 2186 I + 2829 — .68'5 August 
12'8 TEHO: 102.34, I + 3'46 do] 
ı2'8 2>02 23'0 I + 2:54 _ Di 
132174, d — 162 
12:8 21'33 12.0.2060 I — 109 + 431 
12'8 20'58 1842,02 I — .0'34 +2,18 
12.58 48'0 ji + 23°6 
12°8 20'385 gt 2 + 0'73 Een ZEN 
Denkschr. der mathem.-naturw. Kı. Bd. LXXX. 38 
