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0. Backluxd. Vergleichung der Theorie des Encke’schen Cometen 
gesetzt und auch gezeigt wird, dass diese Untersuchungen sich sehr vorteilhaft führen 
lassen mit Hilfe der Formeln 
A ^ 1 / ~X7~ • ТГ \ Д T 
Да cos о == -+- (л sm а — Y cos а) — 
дЗ = — [Z cos 2 — (X cos а -+- Y sin а) sin S) y , 
wo X und F die äquatorealen rechtwinkligen Coordinaten der Sonne bedeuten. 
Nachdem also nachgewiesen w r orden ist, dass die Beobachtungen des Encke’schen 
Cometen in gewisser Entfernung desselben von der Sonne notwendigerweise systematisch 
fehlerhaft sind, so ist hiermit auch die Erklärung gegeben, warum es bis jetzt im Allge¬ 
meinen nicht gelungen ist, sämtliche Normalörter derselben Erscheinung in befriedigender 
Weise darzustellen. Weiter folgt, dass bei den dem Periheldurchgang am nächsten liegenden 
Beobachtungen diese systematischen Fehler am geringsten sind. 
Könnte man bei jeder Erscheinung diese Fehler scharf bestimmen, so würden natürlich 
alle Beobachtungen zur Ableitung der Bewegungselemente brauchbar sein. Dazu wären 
für jedes einzelne Instrument besondere Reductionsformeln nötig und die Gewissheit, dass 
die Lichtveränderung des Cometen bei jeder Erscheinung in gleicher Weise vor sich geht. 
Wenn dies aber nicht möglich ist, so muss man sich mit den Beobachtungen des Cometen in 
der Perihelnähe begnügen. Bei dem Encke’schen Cometen, der jetzt schon bei 25 Erschei¬ 
nungen beobachtet worden ist, genügt aber ein Normalort bei jeder Erscheinung völlig, um 
die Elemente gut zu bestimmen. 
Hiermit ist eines der Resultate der «Calculs et Recherches . ..» durch die Erscheinung 
1894 vollständig bestätigt. 
Betrachten wir nun gemäss dem eben Auseinandergesetzten nur den letzten Normalort, 
Jan. 18 1895, so ersehen wir, dass derselbe mit der Theorie — nach den Verhältnissen 
bei dem Encke’schen Cometen — befriedigend stimmt. Da hier die Coefficienten 
für AM bei weitem die grössten sind, so erhalten wir, wenn nur diese Elementencorrectiou 
betrachtet wird: 
5.5 AM = 0?0 
2.5 » = — 8.3. 
Die Auflösung dieser Gleichungen giebt 
AM = — 0'.'57, 
eine Grösse, die nicht einmal durch die Störungsrechnungen für den Zeitraum 1871—1894 
verbürgt werden kann. 
