Kometen, Meteorströme und Sonne. 159 
wurde, aber nachträglich eine grosse Pracht entfaltete, und gar kein Zeichen, dass er die ganzeZeit seiner 
Sichtbarkeit teleskopisch blieb. 
Unter den 16 Kometen der ersten Abtheilung findet sich keiner mit einer Bahnneigung (i und y) unter 
dem allgemeinen Mittel von 45°, bei welchem zugleich die helioc. Breite b und Declination 3 des Perihels 
kleiner als das allgemeine Mittel von 30° ist. 5 haben zwar eine kleinere Neigung als 45°, gleichwohl ist 
deren Perihelbreite grösser als 30°; 6 haben eine kleinere Perihelbreite als 30°, aber ihre Neigung ist grös¬ 
ser als 45°. Sie sind überwiegend retrograd und zumeist hell, die Hälfte ist sogar sehr hell. Das Vorzeichen 
dei Breite hat keinen Einfluss, denn die eine Hälfte ist nördlich, die andere südlich. Warum finden sich 
untei diesen Kometen nicht einige mit flacher Bahn und niedrigem Perihel? Vorausgesetzt, es seien solche 
Kometen in Wirklicheit ebenfalls in verhältnissmässiger Zahl vorhanden: warum sollten just sie immer 
minder hell sein und auch sonst in so ungünstigen Sichtbarkeitsverhältnissen auftreten, nämlich in oberer 
Conjunction mit der Sonne zur Perihelzeit und mit directer Bewegung, dass sie der Beobachtung entgehen? 
Der Mangel an Kometen mit sehr kleiner Periheldistanz bei flacher Bahn ist um so auffallender, als man in 
der zweiten Abtheilung dieser Zusammenstellung auch überwiegend helle Kometen mit rückläufiger Bewe¬ 
gung antiifft, aber die flachliegenden Bahnen und niedrigen Perihelien bereits gut vertreten findet, wie die 
Kometen von 1668, 1737 1, 1801 und 1826 III beweisen. Dieser Mangel dürfte also wohl als ein wirklich 
bestehendei zu gelten haben, zumal da dafür eine theoretische Erklärung gegeben werden kann, gegen 
welche kaum etwas einzuwenden sein wird. 
Nach der astronomischen Theorie der Sternschnuppen können die den Planeten nahekommenden 
Kometen in periodische von kurzer Umlaufszeit und grösserer Periheldistanz verwandelt werden. Die 
Kometen, welche eine solche Bahnänderung durchgemacht haben, müssen ursprünglich in flachliegender 
Bahn mit sehr kleiner Periheldistanz rechtläufig einhergegangen sein, weil sie nur durch längeren Aufent¬ 
halt in dei Nähe dei Ekliptik und durch radiales Schneiden vieler Planetenbahnen hinlänglich oft Gelegen¬ 
heit zu einer solchen Annäherung finden konnten; wogegen die Kometen mit hohem Perihel und sehr 
kleiner Distanz, einem oder dem andern Planeten in besonderer Bahnstellung nur zufällig nahekommend, 
eine ähnliche Änderung der Bahn kaum erlitten haben dürften. Wenn also auch vor vielen Millionen Jahren 
im Sonnensystem so viele Kometen mit schwach geneigter Bahn und sehr kleiner Periheldistanz vorhanden 
waren, als es der gleichförmigen Vertheilung entspricht, so müssen dieselben nach öfteren, in langen Inter¬ 
vallen erfolgten Periheldurchgängen ihre kleine Periheldistanz zum Theile verloren haben, so dass im 
gegenwärtigen Zustande des Systems für die kleinsten Periheldistanzen eine gleichmässige Vertheilung der 
Bahnneigungen und Perihelbreiten nicht mehr besteht. 
Tab. 14 (S. 40[160]) enthält die Zusammenstellung von 26 Kometen, deren Periheldistanz grösser als 
1'5 ist. 
Wie man sieht, sind diese Kometen nahe zu gleichen Theilen recht- und rückläufig und fast ausschliess¬ 
lich teleskopisch, indem nur 2 davon nach der Entdeckung dem freien Auge sichtbar wurden. Die eine 
Hälfte hat eine Bahnneigung unter, die andere über 45°; bei 18 sind b und 8 kleiner und nur bei 8 ist 
wenigstens einer dieser Werthe grösser als rb 30°. 
Bei gleichmässiger Vertheilung müssten die Neigungen über 45° zahlreicher als die unter 45° und die 
Perihelbreiten über 30° ebenso zahlreich als die unter 30° sein. Es ist jedoch leicht einzusehen, dass die 
Zahlenverhältnisse dieser Tabelle nur scheinbar sind, weil sie sich durch die Umstände, welche die Ent¬ 
deckung solcher Kometen beeinflussen, erklären lassen. Dieselben können nämlich, weil im Allgemeinen 
wegen grosser Periheldistanz lichtschwach, nur dann eine zur Entdeckung genügende Helligkeit erlangen, 
wenn sie um die Perihelzeit der Erde möglichst nahe kommen, was dadurch befördert wird, dass sie im 
Allgemeinen niedriges Perihel und flachliegende Bahnen haben und um jene Zeit mit der Sonne in Opposi¬ 
tion stehen, Demnach ist es natürlich, dass bei den entdeckten Kometen von grosser Periheldistanz die 
kleinen Perihelbreiten überwiegen. 
Für die Richtigkeit dieser Auffassung, wornach also Tabelle 14 keinen Beweis gegen die gleichmässige 
Vertheilung der Bahnelemente bietet, spricht auch die Unsicherheit, die in den mittleren Periheldistanzen 
