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müssen die Beobachtungen immer nahe beisammen ange« Inommen werden, und die Rechnung gibt daher nur eine !beiläufige Bahn, die nachher durch neue Beobachtungen !und neue Rechnungen aufs neue muß berichtigt werden. ,

Bei jeder Beobachtung eines Cometen, bestimmt manden Ort, wo er am Himmel steht. Da man zugleich denOrt der Sonne am Himmel kennt, so kennt man denWinkel der zwischen dem Cometen und der Sonne ist,von der Erde aus gesehen. Zugleich kennt man die Ent-fernung der Erde von der Sonne. Man kennt also indem Dreieck, welches die Erde, die Sonne und derComet machen, eine Seite und einen Winkel. Man ^muß nun suchen, noch eine Seite in ihm kennen zu -lernen: ist diese gefunden, dann ist das ganze Dreieckbestimmt, und die Berechnung der Cometenbahn hat wer- ^ter keine Schwierigkeit, sobald man drei Beobachtungenhat.

Man weiß, daß der Comet in einer Ellipse läuft, !deren Brennpunkt im Mittelpunkt der Sonne liegt. Der !leichteren Rechnung wegen, nimmt man an, daß das !kleine Stück der Bahn, welches man beobachtet hat, eineParabel sey. Ein Komet muß schon sehr lange und sehrgenau beobachtet seyn, ehe man eine Abweichung von ^dieser Rechnungsannahme finden kann. Ferner weißman, daß die Linie, welche aus dem Mittelpunkt desCometen in den Mittelpunkt der Sonne gezogen wird,und die der raäiu8 vscwr heißt, beim Umlaufe desCometen um die Sonne, in gleichen Zeiten gleiche Flä-chenräume beschreibt. Mit Hülfe dieser Sätze kann mannun die Entfernung des Cometen von der Sonne, zurZeit der ersten Beobachtung, auf folgende Weise finden:

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