516 Arthur Scheller, 



wurde das Gewicht Yg gegeben. Da weiter das einfache Zusammenziehen in Gruppen zur Bildung der 

 Normalorte bei dem ungleichen Verlauf der Differenzen »B — R« nur unsichere Ephemeriden-Gorrectionen 

 gegeben hätte, zog ich es vor, ein rechnerisches Ausgleichsverfahren einzuschlagen, durch welches jeder 

 Normalort als Function sämmtlicher Beobachtungen dargestellt erscheint. Zunächst wurden die Differenzen 

 eines jeden Tages mit Ausschluss der in runde Klammern gesetzten unter Berücksichtigung der den Beob- 

 achtungen zugetheilten Gewichte zu einem Tagesmittel vereinigt. Dann wurde versucht, die so erhaltenen 

 Ephemeriden-Gorrectionen für die einzelnen Beobachtungstage als eine Function der Zeit unter Berück- 

 sichtigung der 2. Potenz der Zeit darzustellen und dieselben nach der Formel: 



^E — a + b{t-^T) + c{t—Tf 



ausgeglichen. Bei der Vergleichung der so erhaltenen ausgeglichenen Ephemeriden-Gorrectionen mit den 

 obigen Differenzen »B — R« zeigte es sich, dassnoch einige andere Beobachtungen als verfehlt ausgeschlossen 

 werden müssten. Diese Werthe sind in obiger Tabelle in eckige Klammern gesetzt. Es wurden dann unter 

 Ausschluss dieser Beobachtungen nochmals die Tagesmittel gebildet und eine zweite Ausgleichung nach 

 der Methode der kleinsten Quadrate vorgenommen, welche das folgende Formelsystem lieferte; 



r= 1845 März 30-5. 



Für die Rectascensionen: A£ z= -0-364-0-00830 (/— T) + 0-0005443 {t— Tf 

 für die Declinationen: A£ = -5'' 40 -t- 0''0523 {t—T) + 0-009038 (t—lf. 



Die aus diesem Formelsystem folgenden Ephemeriden-Gorrectionen dürfen nunmehr als die wahr- 

 scheinlichsten Werthe angesehen werden und sind daher zur Berechnung der Normalorte benützt worden. 



Als Normalorte wählte ich die Zeiten: 1845 Februar 26-5, März 12-5, 22-5, 28-5, April 2-5, 7-5, 

 13*5, 23'5. Infolge dieser Wahl erscheinen die Ende März und Anfang April gemachten zahlreichen Be- 

 obachtungen gegenüber der übrigen Beobachtungszeit durch entsprechend mehr Normalorte repräsentirt. 

 Nach dem obigen Formelsystem erhalte ich für diese Epochen die folgenden Normalabweichungen: 



1845 Februar 26-5 März 12-5 März 22-5 März 28-5 April 2-5 April 7-5 April 13-5 April 23-5 

 Aa -^-0M59 -0?029 -0^263 -0^346 -0?C84 -0^396 -0?374 -0?250 



A3 -^-2•18 -3'25 —5 = 24 — 5"47 —5-16 — 4'40 — 2'90 +1"06. 



Obwohl der Komet während seiner Erscheinung keinem der grossen Planeten besonders nahe kam, 

 habe ich dennoch die durch Erde -i- Mond, Mars, Jupiter und Saturn verursachten Störungen nach Encke's 

 Methode der rechtwinkeligen Goordinatenstörungen für die Zeit vom 21. Februar bis 2. Mai berechnet. Die 

 Entfernung des Kometen betrug während dieser Zeit von: 



Erde 0-47 bis 0-87 Erdbahnradien 

 Mars 1 • 65 » 1-82 



Jupiter 6-04 » 6-15 



Saturn 10-57 » 11-30 



Die der Rechnung zugrunde gelegten Werthe für die Massen der störenden Planeten sind: 



Erde + Mond — = 355499 

 m 



Mars — = 2680337 



in 



Jupiter —=1047-879 



m 



Saturn _i„ = 3501-6 



m 



