10 Richard Jaegermann. 



Die Orbitalgeschwindigkeiten im Ausstrbmungsmomente siud eutsprecheud auf der 

 Kometen- uud Hyperbelbabn: 



= -*£, == Vt~- (28) 



r . sin & f r ° 



^o 



# = -2% = y ^ . l/l ± 1 (2D) 



Den Ausstroniungswiukel erbalt man nacb der Formel: 



'a 



te G = -^o • sin ^ ~ 7 'o • sin P —^ /Pp. — v> ,-jqn 



» if . cos 0, — h . cos 3 ~ yjfr , cotg (i, — /p . cotg [J ' '• " 



Zur Bestimmung der Quadranten dient: 



9 . r . sin G = /j . >* . sin [3 — # . r . sin [3, = V/> — V/ J u 



> (31) 



g . r . cos G = h . r . cos (3 — H .r . cos (3, = Vp . cotg (3 — V/'f/. . cotg 3j J 



Die Ausstromuugsgescbwindigkeit ist: 



y — "o • sinflJ, — (?) ~ D 0' sin(p — (?) — r . sin G K ° ' 



Es kann endlich nocb eine Relation festgestellt werden, welche stets zwischeu den 

 Kometen- und Hyperbelbabnelementen einerseits und den AnfangsbediDgungen [3 (v , r ), g, G 

 und der effektiven Sonnenkraft fx andererseits bestebt. 



Der Ausdruck (12) verwandelt sicb nach Multiplikatiou des Zahlers und des Nenners 

 in der Klammer rait H gemass deu Formeln (29) und (32) in: 



oder nacb Vergleicb dieses Ausdrucks mit der Formel (11) erbalt raau: 



i-2.(E.e.cos<o„ ;p l)-|= y .[ ) |.»J S i^)J (33) 



was die gesucbte Relation darstellt. 



Die auf diesem Wege erhaltenen Werte M (w , r ), g, G, a werden urn so genauer 

 sein, je korrekter die hierbei benutzten Beobachtungen sind. Jedenfalls werden aber auch 

 im Falle nicbt besonders geniigender Beobachtungen die durch diese Methode ermittelten 

 Anfangsbedinguugen und die effektive Sonnenkraft nicbt mehr vollig willkiirlicb sein und 



