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0. Backlunp. Vergleichung рея Theorie pes Encke’schen Cometen 
Um den Zusammenhang dieser Differenzen mit den Fehlern der Elemente überblicken 
zu können, seien hier noch die Coefficienten der Variationen der Elemente Ате . . . zu¬ 
sammengestellt. An und An sind nicht mit aufgenommeu, weil sie für den gegenwärtigen 
Zweck ohne Bedeutung sind. 
Да cos о 
1894 Nov. З': (0.11908) Au -+- (0.14717) ДДЙ -+- (9.89647 л) Дг -t- (0.25668л) Д<р -н (8.7060) ДМ = — 35^1 
» 29: (9.87883) »-»-(9.97670) » -+- (9.84470л) » -+- (0.00867л) » -+- (9.97271) »=—17.3 
Dec. 27: (9.92224) » -»-(9.60750) » -»-(9.76695л) » -ь (9.48947л) » -»- (0.35045л) » = — 9.3 
1895 Jan. 18: (9.38328л)» -»-(9.14800л) » -»-(9.63901л) » -»-(9.88273) » -+-(0.77718л) » =— 0.0 
AS 
1894 Nov. 3: (0.07148) » -»-(0.42134л) » -+-(0,02658) » -»-(0.28674л) » -»-(9.94395) » = —20 2 
» 29: (9.93345) » -ь (0.25814л) » -н (9.98943) »-»-(0.19685л) »-»-(9.60928) »= — 9.8 
Dec. 27: (9.65730) »-»-(9.89993л) » -ь (9.92536) » -+- (0.02555л) » -ь (9.54573л) »= — 9.0 
1895 Jan. 18: (8.3598) » -»-(9.47740) » -»-(9.81904л) » -»-(9.34917л) » -»-(0.43477л) » = — 8.5 
Die in Paranthesen eingeschlossenen Zahlen bedeuten Logarithmen. 
Hier fällt nun sofort in die Augen, dass der Normalort 1895 Jan. 18 genügend befriedigt 
wird. Da die Coefficienten für AM der beiden entsprechenden Bedingungsgleichungen die 
beträchtlichsten sind, während die Unsicherheit der Elemente tu, fi, i und cp überhaupt sehr 
gering ist, so wären, nach diesen beiden Gleichungen zu schliessen, die Ergebnisse der Ver¬ 
bindung der Erscheinungen 1871 — 1891 im Wesentlichen durch die Erscheinung 1894—1895 
des Cometen bestätigt. Mit diesen beiden Gleichungen stehen aber die übrigen sechs im 
Widerspruch, welcher der Aufklärung bedarf. Zunächst wäre anscheinend eine Überein¬ 
stimmung durch Variiren der Elemente tu und cp zu erlangen. Diese Elemente sind aber so 
gut bestimmt und die Störungsrechnungen bis 1894 unter so scharfer Controlle ausgeführt, 
dass eine Veränderung in dem Betrage, wie die obigen Gleichungen sie erfordern, als aus¬ 
geschlossen betrachtet werden muss. Wir haben hier mit derselben Art Abweichung zu 
tun, welche ich auf Grundlage des ganzen Beobachtungsmaterials seit 1819 untersucht habe. 
Sie rührt daher, dass im Laufe der Erscheinungen des Cometen und in dem Maasse, wie er 
sich der Sonne nähert, die Beobachtungen sich successive auf Punkte beziehen, die entfernter 
und näher dem Cometenmittelpunkt liegen. Die jetzt zu untersuchende Erscheinung ist in 
dieser Beziehung typisch. 
Beim Eintritt des Cometen in das Gebiet der Sichtbarkeit liegt der schwach beleuchtete 
Teil excentrisch und zwar so, dass dessen Mittelpunkt dem Schwerpunkt vorangeht, d.h. der 
Mittelpunkt des sichtbaren Teiles der Sonne näher ist. 
Nähert der Comet sich der Sonne, so werden andere mehr centrale Teile desselben 
beleuchtet, die Entfernung zwischen dem Mittelpunkt der Figur und dem Schwerpunkt nimmt 
ab und ein mehr oder weniger deutlicher Kern kommt zum Vorschein. Sobald dieser erscheint, 
wird wohl meistenteils auf denselben eingestellt, selbst wenn er excentrisch inbezug auf den 
Mittelpunkt der Figur liegt. Die Hypothese, dass dieser Kern sich nicht weit vom Schwerpunkt 
