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De. е. von Asten, 
Unter den Erscheinungen des Encke'schen Cometen sind allein diejenigen, welche in 
die Jahre 1819 — 48 fallen, von Encke erschöpfend unter Berücksichtigung der Störungen 
sämmtlicher Planeten discutirt worden. So kurz dieser Zeitraum gegenüber der ganzen Reihe 
der beobachteten Erscheinungen auch ist, so sind doch die Unterschiede, welche trotz Hinzu- 
ziehung der Hypothese eines widerstehenden Mittels zwischen den Resultaten der Rechnung 
und der Beobachtung übrig bleiben, sehr erheblich und übertreffen zum Wenigsten die wahr- 
scheinlichen Beobachtungsfehler um ein Namhaftes. Ein bedenlicher Umstand scheint mir 
ferner der, dass die allerdings nur in geringer Zahl vorliegenden Beobachtungen, welche nach 
dem Perihel angestellt wurden, von der Concurrenz zum definitiven Resultat ausgeschlossen 
werden mussten, weil Encke dieselben mit den vor dem Perihel angestellten durch eine 
Bahn nicht zu vereinigen vermochte. Den Grund dieser Abweichungen kann man nur in 
einer ünvollkommenheit der herbeigezogenen Hypothese oder in Fehlern der Störungen 
suchen, welche den Elementenbestimmungen zu Grunde liegen. Die Richtigket dieser letz- 
teren Annahme vorausgesetzt, werden diese Fehler schwerlich von der Art sein können, 
dass man die Hoffnung hegen dürfte, dieselben durch plausible Aenderungen der Planeten- 
massen wegzuschaffen, die sehr unsichere Mercursmasse muss sogar zu einer Verbesserung 
der Darstellung der Beobachtungen beitragen, indem dieselbe, als Unbekannte in die Be- 
dingungsgleichungen eingeführt, so bestimmt wurde,' dass sie auf die möglichst beste Weise 
den Beobachtungen genügt. An eigentliche zufällige Fehler ist bei der Sorgfalt, welche 
Encke in seine Rechnungen legte, noch viel weniger zu denken; ich bin aber geneigt, der 
bis jetzt bei Berechnung von Cometen und Planetenstörungen mit verhältnissmässig we- 
nigen Aufnahmen allein benutzten Methode der mechanischen Quadraturen, vermöge deren 
Haan die Störungen als die Summe sehr vieler kleiner Incremente erhält, grössere Unvoll- 
kommenheiten beizumessen , als man gemeiniglich für möglich hält. Diese Unvollkommen- 
heiten müssen beim Encke'schen Cometen viel eher hervortreten, als bei den kleinen Pla- 
neten oder bei einem Cometen mit grösserer Umlaufszeit. Denn nicht allein macht die 
grosse Veränderlichkeit in der Geschwindigkeit der Bewegung einen häufigen Wechsel der 
Intervalle nöthig, welche oft sehr klein angenommen Averden müssen, um die Erzielung 
einer vorgeschriebenen Genauigkeit in den Resultaten zu ermöglichen, es sind auch die 
Störungen durch eine weit grössere Zahl von Körpern zu berücksichtigen, als man bei den 
kleinen Planeten in Rechnung zu ziehen pflegt. Nimmt man ausserdem noch den Umstand 
hinzu, dass im Allgemeinen kleine Fehler im heliocentrischen Orte sich im geocentrischen 
stark vergrössert aussprechen werden , während bei den kleinen Planeten das Umgekehrte 
der Fall ist, so wird man im Stande sein das Gewicht des Einwurfs auf sein richtiges Maas 
zurückzuführen, der gegen meine Ansicht aus dem Umstände hergeleitet werden könnte, 
dass die Methode der speciellen Störungen bei den kleinen Planeten bisher im Ganzen be- 
friedigende Resultat^ geliefert hat. Der grösste Theil diesier letzteren ist erst seit verhält- 
nissmässig kurzer Zeit bekannt, bei den vier älteren Himmelskörpern dieser Klasse zeigen 
sich aber in der That nicht unbedeutende Unterschiede zwischen dem Resultat der Rech- 
