bey Newton nothwendige Folge aus dem allgemeinen System der Gravitation und der Centralbewegungen. Da er nicht umhin konnte, sein Gesetz der Gravitation gegen die Sonne auch auf die Kometen auszudehnen, so folgte daraus, daß ihr Lauf eine Ellipse beschreiben, und die Sonne in einem Brennpunkte derselben stehen müsse. Weil wir sie aber nur kurze Zeit sehen, so mußte dies eine Ellipse seyn, von der nur ein kleiner Theil in der Nähe der Erde und der Sonne, oder in der Nähe des Brennpunkts liegt, d. i. eine sehr eccentrische Ellipse, wie ADPE, Taf. XII. Fig. 89., deren Mittelpunkt C vom Brennpunkte S sehr weit absteht, und von welcher nur der keine Theil DPE der Erde
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sichtbar ist. Da nun in einer solchen Ellipse der Theil DPE sehr wenig von der parabolischen Gestalt abweicht, so war es sehr natürlich, daß Newton zu Erleichterung der Rechnung den sichtbaren Theil der Kometenbahn als eine um die Sonne als Brennpunkt gehende Parabel betrachtete. Seine hierauf gegründeten Berechnungen des Kometen von 1680 trafen mit Flamstead's und Kirchs Beobachtungen so genau überein, daß nicht der mindeste Zweifel mehr zurück bleiben konnte. Sehr merkwürdig war hiebey die große Nähe, in welcher der damalige Komet bey der Sonne vorüber gegangen war. Die kleinste Entfernung PS betrug nur (1/163) der Entfernung der Erde von der Sonne; woraus Newton, freylich nach eignen Grundsätzen über die Wärme, berechnet, der Komet sey 2000mal stärker, als ein glühendes Eisen, erhitzt worden. Dies setzte, wenn er nicht ganz in Dämpfe aufgelöset werden sollte, eine große Dichtigkeit seines Kerns voraus, und half die Meynung von der Unvergänglichkeit der Kometen bestätigen.
Halley(Synopsis Astronomiae cometicae, in Philos. Trans. 1705.) wandte die newtonische Theorie auf 24 Kometen an, von welchen sich leidlich genaue Beobachtungen vorfanden, und brachte die berechneten Elemente ihrer Bahnen in eine Tabelle. Er hatte das Vergnügen zu sehen, daß drey derselben fast einerley Elemente hatten, also ein und eben derselbe Komet waren, dessen Umlaufszeit sich
bey Newton nothwendige Folge aus dem allgemeinen Syſtem der Gravitation und der Centralbewegungen. Da er nicht umhin konnte, ſein Geſetz der Gravitation gegen die Sonne auch auf die Kometen auszudehnen, ſo folgte daraus, daß ihr Lauf eine Ellipſe beſchreiben, und die Sonne in einem Brennpunkte derſelben ſtehen muͤſſe. Weil wir ſie aber nur kurze Zeit ſehen, ſo mußte dies eine Ellipſe ſeyn, von der nur ein kleiner Theil in der Naͤhe der Erde und der Sonne, oder in der Naͤhe des Brennpunkts liegt, d. i. eine ſehr eccentriſche Ellipſe, wie ADPE, Taf. XII. Fig. 89., deren Mittelpunkt C vom Brennpunkte S ſehr weit abſteht, und von welcher nur der keine Theil DPE der Erde
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ſichtbar iſt. Da nun in einer ſolchen Ellipſe der Theil DPE ſehr wenig von der paraboliſchen Geſtalt abweicht, ſo war es ſehr natuͤrlich, daß Newton zu Erleichterung der Rechnung den ſichtbaren Theil der Kometenbahn als eine um die Sonne als Brennpunkt gehende Parabel betrachtete. Seine hierauf gegruͤndeten Berechnungen des Kometen von 1680 trafen mit Flamſtead's und Kirchs Beobachtungen ſo genau uͤberein, daß nicht der mindeſte Zweifel mehr zuruͤck bleiben konnte. Sehr merkwuͤrdig war hiebey die große Naͤhe, in welcher der damalige Komet bey der Sonne voruͤber gegangen war. Die kleinſte Entfernung PS betrug nur (1/163) der Entfernung der Erde von der Sonne; woraus Newton, freylich nach eignen Grundſaͤtzen uͤber die Waͤrme, berechnet, der Komet ſey 2000mal ſtaͤrker, als ein gluͤhendes Eiſen, erhitzt worden. Dies ſetzte, wenn er nicht ganz in Daͤmpfe aufgeloͤſet werden ſollte, eine große Dichtigkeit ſeines Kerns voraus, und half die Meynung von der Unvergaͤnglichkeit der Kometen beſtaͤtigen.
Halley(Synopſis Aſtronomiae cometicae, in Philoſ. Trans. 1705.) wandte die newtoniſche Theorie auf 24 Kometen an, von welchen ſich leidlich genaue Beobachtungen vorfanden, und brachte die berechneten Elemente ihrer Bahnen in eine Tabelle. Er hatte das Vergnuͤgen zu ſehen, daß drey derſelben faſt einerley Elemente hatten, alſo ein und eben derſelbe Komet waren, deſſen Umlaufszeit ſich
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bey Newton nothwendige Folge aus dem allgemeinen Syſtem der Gravitation und der Centralbewegungen. Da er nicht umhin konnte, ſein Geſetz der Gravitation gegen die Sonne auch auf die Kometen auszudehnen, ſo folgte daraus, daß ihr Lauf eine Ellipſe beſchreiben, und die Sonne in einem Brennpunkte derſelben ſtehen muͤſſe. Weil wir ſie aber nur kurze Zeit ſehen, ſo mußte dies eine Ellipſe ſeyn, von der nur ein kleiner Theil in der Naͤhe der Erde und der Sonne, oder in der Naͤhe des Brennpunkts liegt, d. i. eine ſehr eccentriſche Ellipſe, wie ADPE, Taf. XII. Fig. 89., deren Mittelpunkt C vom Brennpunkte S ſehr weit abſteht, und von welcher nur der keine Theil DPE der Erde
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ſichtbar iſt. Da nun in einer ſolchen Ellipſe der Theil DPE ſehr wenig von der paraboliſchen Geſtalt abweicht, ſo war es ſehr natuͤrlich, daß Newton zu Erleichterung der Rechnung den ſichtbaren Theil der Kometenbahn als eine um die Sonne als Brennpunkt gehende Parabel betrachtete. Seine hierauf gegruͤndeten Berechnungen des Kometen von 1680 trafen mit Flamſtead's und Kirchs Beobachtungen ſo genau uͤberein, daß nicht der mindeſte Zweifel mehr zuruͤck bleiben konnte. Sehr merkwuͤrdig war hiebey die große Naͤhe, in welcher der damalige Komet bey der Sonne voruͤber gegangen war. Die kleinſte Entfernung PS betrug nur (1/163) der Entfernung der Erde von der Sonne; woraus Newton, freylich nach eignen Grundſaͤtzen uͤber die Waͤrme, berechnet, der Komet ſey 2000mal ſtaͤrker, als ein gluͤhendes Eiſen, erhitzt worden. Dies ſetzte, wenn er nicht ganz in Daͤmpfe aufgeloͤſet werden ſollte, eine große Dichtigkeit ſeines Kerns voraus, und half die Meynung von der Unvergaͤnglichkeit der Kometen beſtaͤtigen.
Halley (Synopſis Aſtronomiae cometicae, in Philoſ. Trans. 1705.) wandte die newtoniſche Theorie auf 24 Kometen an, von welchen ſich leidlich genaue Beobachtungen vorfanden, und brachte die berechneten Elemente ihrer Bahnen in eine Tabelle. Er hatte das Vergnuͤgen zu ſehen, daß drey derſelben faſt einerley Elemente hatten, alſo ein und eben derſelbe Komet waren, deſſen Umlaufszeit ſich
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Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 2. Leipzig, 1798, S. 788. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798/794>, abgerufen am 25.11.2024.
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