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Johannes Unterweger, 
welche zugleich die kleinsten Periheldistanzen besitzen, in der Sonnennähe befinden. Bei den nördlichen 
Kometen tritt eine grössere, nahe zwölfjährige Periode auffälliger hervor; es ist ihnen aber auch die 
lljahrige nicht fremd, und in dieser stimmt das Minimum der Periheldistanzen besser mit dem secundären 
Maximum der Flecken. 
Die höhere Breite des Fleckengürtels in den Maximaljahren erklärt sich durch die gleichzeitige grössere 
Abweichung der PeriheHen vom Sonnenäquator. Zur Erklärung der Veränderlichkeit der Fleckenfrequenz 
würde der periodische Gang der mittleren Periheldistanz allein ausreichen, jedoch nicht zur Erklärung der 
Variationen der mittleren Zonenbreite. Wegen des Umstandes, dass bei grosser Periheldistanz die Kometen 
mit kleiner Bahnneigung im Allgemeinen leichter aufzufinden sind, könnte man den periodischen Gang der 
Neigung für einen scheinbaren, nämlich für einen aus dem Gange der Periheldistanz zu erklärenden, halten. 
Dies würde aber nur für die südlichen Kometen stimmen und den periodischen Gang der mittleren Bieite 
der Fleckenzonen, welcher gewiss kein scheinbarer ist, unerklärt lassen. Ich ziehe es daher voi, auch die 
Variationen in der Neigung der Bahnen und in der Abweichung der Perihelpunkte ftii wesentlich leell 
anzusehen. Dass sich eine zwölfjährige Periode in den Sonnenflecken nicht nachweisen lässt, schreibe ich 
dem Umstande zu, dass sich bei den nördlichen Kometen, welchen diese Periode hauptsächlich eigen ist, 
im grossen Durchschnitt eine grössere Periheldistanz herausstellt als bei den südlichen, und dass bei 
denselben häufiger kleine Periheldistanzen mit niedrigen Perihelien und umgekehrt grosse Periheldistanzen 
mit hohen Perihelien correspondiren. 
Jene Kometen und Meteorströme, welche wegen zu kleiner Periheldistanz nicht beobachtet werden 
können, müssen auch der allgemeinen Periodicität unterworfen sein, denn es ist nicht einzusehen, waium 
gerade diese eine Ausnahme machen sollten. Nimmt man für solche Kometen eine Periheldistanz an, 
welche aufhört sich vom Sonnenhalbmesser zu unterscheiden, so ergibt sich bei Umlautszeiten von 
11 Jahren und deren Vielfachen eine Excentricität der Bahn zwischen 0-8 und 1. Demnach gehören sie 
nach Tabelle 15 in die letzten vier Abtheilungen der periodischen Kometen, sind also überwiegend rück¬ 
läufig und haben steile Bahnen mit hohen Perihelien. 
In der 11jährigen Sonnenflecken-, sowie in der gleichen Kometenperiode findet ein rasches Ansteigen 
bis zum Maximum und ein langsames Abfallen bis zum Minimum statt. Ich denke mir dahei den Veilauf 
der ganzen Periode wie folgt. 
Das Maximum wird eingeleitet durch die extremsten Kometen von sehr kleiner Periheldistanz, welche 
sich also mit ihren Perihelien über höheren heliographischen Breiten befinden, wo wohl Piotubeianzen und 
Fackeln in bedeutender Zahl, aber Flecken nur vereinzelt auftreten, weil ihre solaren und planetarischen 
Ursachen dort noch nicht mächtig genug sind; denselben folgen dann zahlreiche, noch überwiegend iück- 
läufige Kometen mit schwächer geneigten Bahnen und niedrigeren Perihelien, aber noch so kleinen I eiihel- 
distanzen, dass, während die mittlere Breite etwas abnimmt, die Häufigkeit der Flecken bis zu einem 
Maximum anwächst, und zuletzt überwiegend rechtläufige Kometen mit den kleinsten Bahnneigungen, 
niedrigsten Perihelien und grössten Periheldistanzen, welche die Periode allmählig mit einem Minimum 
abschliessen. Die bei einer Periode betheiligten Kometen repräsentiren gleichsam einen Wellenzug, und 
der folgende besteht nur insofern aus denselben Kometen, als sie Umlaufszeiten von angenähert 11 Jahren 
besitzen, weitaus aber aus anderen, die grössere Umlaufszeiten haben, welche Vielfache von 11 Jahren sind. 
Diese Auffassung harmonirt mit Spoerer’s Beschreibung des periodischen Ganges der Sonnenflecken, 
wornach jede Periode einen neuen Wcllenzug bildet, der mit höheren heliographischen Breiten beginnt und 
mit niedrigen endet, und hat auch eine gewisse Ähnlichkeit mit Siemens Sonnentheorie. 
Die säculare Periode lässt sich in analoger Weise durch die Annahme erklären, dass bei den 
periodischen Kometen von grösseren Umlaufszeiten die Pünl- und Sechs- (vielleicht noch Sieben- und 
Achtfachen) der 11jährigen Periode und wieder weitere Vielfache davon gegenüber anderen Umlaufszeiten 
überwiegen, wie es im Verzeichniss durch die Perioden von 60—76 Jahren angedeutet ist. Diejenigen 
dieser Kometen, welche Maxima markiren, müssen sehr kleine Periheldistanzen haben, woraus sich eine 
Excentricität der Bahn über 0-9997 und eine Bahn und Axenneigung ergibt, die dem Maximum dieser 
