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so künstlich verschlungene Bewegung, daß wir sie mit unsererAnalysis vollkommen zu entwickeln nicht einmahl hoffenkönnen. Jene beyden oben erwähnten Vortheilhaften Umstän-de, die größere Masse der Sonne und die eben so großenEntfernungen der Planeten untereinander, würden uns alsowenig nützen, wenn nicht noch andere eigene Einrichtungenunseres Planetensystemes zu Hülfe kämen, die Sache zu er-leichtern , und die Auflösung der Aufgabe für unsere schwa-chen Kräfte erreichbar zu machen.

Dieses Problem der drey Körper ist, wie wir gesehenhaben, in unserem Sonnensysteme immer der Art, daß vonjeden drey Körpern, deren Störungen wir untersuchen wol-len, immer einer, die Sonne, die anderen weit überwiegt,und daß daher diese letztere immer als ein eigentlicher Cen-tralkörper angesehen werden kann, um welchen die beydenanderen, zwar nicht mehr ganz reine, aber doch auch nur sehrwenig gestörte Ellipsen beschreiben. Wenn nun alle Plane-tenbahnen vollkommene Kreise wären, in deren Mittelpunktedie Sonne liegt, so würde weder die große Are ihrer Bah-nen, noch die Ercentricität derselben gestört, also auch ihreStörung nicht berechnet werden dürfen, aus dem einfachenaber hinreichenden Grunde, weil der Kreis weder eine großeAre, noch eine Ercentricität hat. Ganz anders wird es seyn,wenn diese Kreise in Ellipsen übergehen, und man siehtleicht, daß die gegenseitigen Störungen der Planeten destogrößer seyn werden, je mehr ihre Bahnen von Kreisen ab-weichen, oder je größer ihre Ercentricitäten sind. Da abernach dem ersten Buche S. (1.98) die Ercentricitäten derPlanetenbahnen gegen die halben Aren ihrer Bahnen sehrnahe bey allen äußerst geringe sind, so werden auch die./ Störungen derselben denjenigen sehr nahe kommen, die beyden Kreisen selbst statt finden, oder diese Störungen werdenebenfalls äußerst geringe seyn.