Johannes Unterweger, 
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dass sich solche Kometen in ihrer Erscheinung zu noch grösseren Perioden von Jahrhunderten, vielleicht 
sogar von Jahrtausenden zusammensetzen. Die von kleinster Periheldistanz haben natürlich eine Bahn- 
excentricität, welche aufhört, sich von der parabolischen zu unterscheiden, analog den Kometen von 1680, 
18431 und 1844II. 
Tabelle 18 . 
p = 
I I • 2 
P — 
12 • I 
Hauptmax. 
Nebenmax. 
Hauptmax. 
Nebenmax. 
1759 
1764 
1763 
1768 
1770 
>775 
1775 
1 7S1 
1786 
1787 
1780 
1792 
1797 
1799 
1792 
1803 
1808 
1811 
1804 
1815 
1820 
1817 
1826 
1831 
1824 
1829 
1837 
1842 
1836 
1841 
Säoularcs Max 
und Min. 
Max. 
Min. 
Max. 
P = 
I I ' 2 
P — 
12' I 
Säculares Max. 
I 
Nebenmax. 
und Min. 
Hauptmax. 
Nebenmax. 
Hauptmax. j 
1848 
co 
vn 
00 
1848 
1853 
1859 
1864 
l8()0 
1865 
\ Max. 
1871 
1876 
1S72 
1877 
) 
1882 
1887 
1884 
1889 
Min. 
1893 
1898 
1896 
1901 
1904 
I909 
1908 
1913 
V Max. 
1915 
1920 
1920 
1 
c) Die kleinen Perioden. 
Die letzterwähnten Kometen von sehr grosser Umlaufszeit befinden sich schon in ihrer mittleren Ent¬ 
fernung von der Sonne ausserhalb des planetarischen Raumes. Innerhalb desselben ist auch Spielraum füi 
Kometen, jedoch hauptsächlich nur für solche von kleiner Periode. Dieselben werden bei kleiner Bahn¬ 
neigung in Folge des Planeteneinflusses kleine Excentricität und deshalb verhältnissmässig giossel eiihel- 
distanz besitzen, während sie bei steiler Bahn, die Ekliptik rasch durchschneidend, ihre ursprünglich 
grosse Excentricität und kleine Periheldistanz beibehalten konnten. 
Im Sinne meiner Theorie kann es also auch kleine Kometenperioden geben, wie es ohne Zweifel kleine 
Perioden der Sonnenflecken gibt. Die Kometen, welche dabei betheiligt sein müssten, lassen sich selbst¬ 
verständlich nicht auffinden, weil sie wahrscheinlich wegen kleinen Volumens lichtschwach und wegen 
häufigen Periheldurchganges zumeist in Meteorströme aufgelöst sind. 
