144 
Johannes Unterweger, 
oder verlängert, indem bei P— 11'1, 11'2, 11*3 u. s. w. nach je 10, 5, 3 u. s. w. Perioden eine Zahl 
ausgelassen, bei P=ll*6, 11 *75, 11*9 nach je 3, 4, 10 Perioden eine Zahl zweimal eingestellt 
wurde. 
Man erhält gute Resultate, wenn man die in Tabelle 3 angegebenen Zahlen ohne, bessere jedoch 
wenn man sie mit Rücksicht auf ihr Gewicht g nimmt, also die Mittel nach der Formel ‘ berechnet, 
wie es in Tabelle 6 geschehen ist. Diese Untersuchung, beginnend mit dem Jahre 1755, weil sowohl für 
die südlichen als für die nördlichen berechneten Kometen von 1751—55 eine Lücke ist, und schliessend 
mit dem Jahre 1887, wurde bezüglich der vier Elemente, y, 5, i und h soweit ausgeführt, bis ich mich 
hinlänglich überzeugt hatte, dass man mit allen wesentlich dieselben Ergebnisse erhält. Die Zusammen¬ 
stellung wird in Tab. 6 (S. 23 [143]) hauptsächlich aus dem Grunde für 8 vollständig gebracht, weil 
sich daraus zugleich eine Beziehung zur mittleren heliographischen Breite der Sonnenfleckenzonen 
erkennen lässt. 
Zur Vergleichung war es nöthig, auch für die Sonnenflecken-Relativzahlen desselben Zeitraumes 1 die 
gleichen Versuchsperioden zu bilden. 
Aus der Amplitude dieser Versuchsperioden erkennt man, dass in den Sonnenflecken des Zeitraumes 
von 1755 bis 1888 1 eine mittlere Periode von 11 -2 bis 11-3 Jahren am besten ausgesprochen ist. Dieses 
Ergebniss stimmt, wie es nicht anders zu erwarten war, sehr gut mit der Bestimmung der 4 leckenperiode, 
welche Sporer 2 und Wolf 3 für nahe denselben Zeitraum (1755—1878) ausgeführt haben, indem ersterer 
den Werth 11 -313, letzterer den Werth 11’328 erhielt. 
Ebenso ergibt sich aus vorstehender Tabelle für die mittlere heliocentrische Declination 3 der südlichen 
Kometenperihelien als wahrscheinlichste Periodenlänge 11*2 bis 11 ‘3 Jahre. 
Indem ich eine genauere Bestimmung für jetzt als illusorisch ansehe, habe ich gleichwohl keinen 
Zweifel, dass, wenn man mit dieser Untersuchung bis in den Anfang des 17. Jahrhunderts zurückgehen 
könnte, sich eine etwas kleinere Periode herausstellen würde, erstens weil Wolf die Sonnenperiode für die 
Zeit von 1616—1878 zu 1L082 bestimmte und seinen Bericht mit Rücksicht auf einige andere Bestim¬ 
mungen mit den Worten schliesst: »Gegenwärtig können wir mit Sicherheit nur sagen, dass die mittlere 
Sonnenfleckenperiode zwischen 10'8 und 1P4 Jahre fällt, und zwischen diese Grenzen lallen alle oben 
durch Spörer oder mich erhaltenen Zahlen, so dass es ziemlich gleicbgiltig ist, welche derselben man 
annimmt, sobald man nur nicht vergisst, bis zu welchem Grade sie unsicher ist«, — und zweitens weil ich 
nach der zuerst mitgetheilten Untersuchung auch für die südlichen Kometen die kleinere Periode von 
11 *07 Jahren fand und betreffs der Unsicherheit und der Grenzen der Bestimmungen genau das sagen kann, 
was Wolf in diesem Satze ausspricht. 
Die Übereinstimmung der Periode der südlichen Kometen mit der Sonnenfleckenperiode ist ferner in 
der Stellung der Wendepunkte zu erkennen, indem das Maximum beider Perioden in das 4. oder 5., das 
Minimum nahe in das 11. Jahr fällt. Dass die Kometenperiode im 9. oder 10. Jahre ein secundäres Maximum 
und kurz vorher im 8. oder 9. ein secundäres Minimum zeigt, widerspricht der Übereinstimmung gar nicht, 
sondern bestätigt sie vielmehr, indem ja auch in den wahren Perioden der Sonnenflecken hie und da ein 
secundäres Maximum, einige Jahre nach dem Hauptmaximum eintreffend, angedeutet ist, z. B. 1864, also 
4 Jahre nach dem Hauptmaximum 1860. 
Da das secundäre Maximum jedoch in der mittleren Fleckenperiode verwischt und nur im langsamen 
Abfall des Hauptmaximums zu erkennen ist, dagegen in der mittleren Kometenperiode deutlich auftritt, so 
ist die Vermuthung gerechtfertigt, dass die Kometen von der fundamentalen Ursache der gemeinsamen 
Periodicität vielleicht im höheren Masse abhängen als die Sonnenflecken. 
1 Für die Sonnenflecken konnte auch noch die definitive ausgeglichene Relativzahl des Jahres 1888 benützt werden. 
2 Astron. Nachrichten, Nr. 2335 . 
3 A. o. a. O. 
