4982 2 I 0 ' J ihre Neigung gegen die Bahn des storenden Planeten (Jupiter), A die groi3e Halbachse der Bahn des Jupiter, R der Radiusvektor des Planeten im Punkt der groaten Annlherung,. so ergibt sich die Invariante T durch: T = x/a + ( 2 VA./R*) t / f . c o s ~. Fur alle Erscheinungen desselben Kometen mul3 dieser 'Term innerhalb enger Grenzen konstant sein, solange die ausschlaggebenden Stlirungen nur auf einen und denselben Planeten zuruckgehen. Man kann rnit Hilfe dieses Ausdrucks also auch vermutete Identititen einer ersten Priifung unterziehen uud jedenfalls uber eine Nichtidentitiit entscheiden. Anderseits liefert die Gleichung auch ein bequemes Mittel zur beiliiufigen Kontrolle einer liingeren Berechnung g r o k r Stlirungsbetriige, und in diesem Sinne m6ge sie hier zuniichst einmal benutzt werden. Den Punkt der groi3ten Anniiherung nehmen wir fir unsere Zwecke hinreichend genau in der Schnittlinie der Jupiter-und Kometenbahn an und berechnen als R den Kadiusvektor des Planeten in dieser Linie. Die GroDe T wurde fur alle Bahnelemente zu den Oskulationsepochen der Elementenwechsel bestimmt rnit dem in der folgenden Tabelle zusamrnengestellten Resultat. Tisscrands Invariante fur d e n Kometen 1766 11. Die Invariante T unterliegt Anderungen, die 0.01 etwas ubersteigen klinnen. Diese Grenzen sind in unserm Falle gewahrt, und inan darf daraus ein Kriterium fir die zureichende Genauigkeit der Rechnungsfuhrung schlipfen, denn in ihnlichen Grenzen bewegen sich auch die Konstanten, die im Verlaufe anderer Untersuchungen abgeleitet worden sind (vgl. L.