4 Riciiard Jaegermann. 



Fehlergrenzen in der Kometenbahnebene befindet. Doch wird im Falle genauerer Beobach- 

 tungen auch die hier angefiihrte Methode urn so bessere Dienste leisten. Sie ist hier im all- 

 meinen reproduziert und zugleich fur den Fall beliebiger Kometenbahuen erweitert. 



§ 2. Genaherte Hyperbelbahn auf Grund dreier Beob- 



aehtungen. Die effektive Sonnenkraft und die Anfangs- 



bedingungen der Ausstromung. 



Nacb Reduktion dreier Beobacbtungen a,, o,; a 2 , o 2 ; a 3 , 8 8 der Kometenschweif- 

 materie auf die Kometenbahnebeue ergeben sich drei Panr beliozentrisclie Koordinaten: 



WinJcel: 



w„: 



Moment: 



R<xdiusvektor : 



M,: 





Bjj 



M 2 : 





R 2 ~. 



M s : 





R s 5 



Sie geniigen irgend einer 



Hyperbelbahn : 





B. 



p 



a 



'•>, 



(1) 



P ist der halbe Parameter, F — die Exzentrizitat, V — die wahre Anomalie der 



Hyperbel. Das obere Zeichen bezieht sich, wie auch stets weiter unten, auf die zur Sonne 



konkave (1 > \i. > 0) Hyperbel, wahrend das untere Zeichen fur die zur Sonne konvexe 



(fjt. < 0) Hyperbel gilt. Die erste oder die zweite Hyperbel ist zu uehmen, je nachdem die 



beobachteten Positionen ein und derselben Stelle der Schweifmaterie sich auf einem zur 



Sonne konkaven oder konvexen Bogen gruppieren. 



Da stets: 



F=o) — io n , (2) 



wobei der Winkel co n zwischen der Hyperbelbahuachse und Kometenbalinachse stets negativ 

 vor dem Perihel der Kometenbahn ist, so folgt: 



■p P . jy P . t> P . 



i ~~ E.coa(w 1 — wj±l ' n 2 ~- E.cos(o> 2 — w n )±l ' 3 " e. cos (<o 3 — w n ) =fc I ' 



Nach geringfiigigen Transformationen erhalt man die Gleichungen 

 [T^.coscoj — i? 2 .coso) 2 ]. J &.coso) n -j- [i2 : .sin w 1 — i? 2 .sinw 2 ] .E.sin w n = q= (R x — J? 2 ); 

 [jR r cosw, — i? 3 . cos w.j] . E . cos oi n -+- [i^.sinco, — i? 3 .sinco 3 ] .E.smio n = z+z (Z?, — 7?.,) ; 



