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und e die Ercentricität seiner Bahn, so ist r — l — e alsoS(l — e)

In der Erdferne aber ist

N = T(l+2e) +r = 1 + c unb

IV 3

N' = T(1 — 2e) -b

S(1 + c)

~~ R 3

Die Differenz beyder Kräfte ist daher

. 2eS

N — N / = 4eT-

R 3

oder die Centralkraft der Erde ändert sich in diesem Falledurch die ganze Bahn weniger, als sie ohne der Störungder Bahn gethan hätte. Geht daher der Mond von der Erd-nähe zur Erdferne, so wird er sich wenige r von der Erdeentfernen, als er in der reinen Ellipse gethan hätte, oderseine größte Distanz in der Erdferne wird im Verhältnisse zurmittleren Entfernung kleiner, d. h. die Ercentricität seinerBahn wird ebenfalls, wenigstens scheinbar, verkleinert wer-den. Geht er von der Erdferne zur Erdnähe, so wird er,da er schwächer von der Erde angezogen wird, als es dieEllipse fordert, sich im Perigeum von der Erde weiter ent-fernen, und die kleinste Entfernung wird gegen die mittleregrößer, d. h. seine Ercentricität wird wieder kleiner seyn.Wenn also die Apsiden der Mondesbahn mit den Quadratu-ren zusammen fallen, so scheint die Ercentricität kleinerzu werden.

Wenn aber die Apsiden mit den Syjygien zusammen-fallen, so wird nach S. 265 die Kraft der Erde um .2§r

vermindert, also ist dann

R 3

N — •

2Sr

rT

und daher für die Erdnähe N = T (1 + 2c)

28

R 3

(1-e)