und für die Erdferne N' =T(i — 2o) — — (t +e)

K 3

4eS

also auch N—N'=4<'T+-— oder die Centralkraft

Iv

der Erde, ändert sich in diesem Falle durch die ganze Bahnmehr, als sie ohne der Störung der Sonne gethan hät-te, woraus man durch, den vorigen ähnliche Schlüsse fin-den wird, daß in diesem Falle die Ercentricität der Monds-bahn größer erscheint.

Aus allem diesen folgt, daß die Ercentricität der Monds-bahn am größten erscheint, wenn die Apsiden mit denSyzygien, und am kleinsten, wenn sie mit den Ouadraturcnzusammenfallen, und das ist es, worauf die Theorie der obenerwähnten Evection (Nr. Ill) beruht.

Dieß sind also die drey vorzüglichsten Störungen derLänge des Mondes. Ihre beträchtliche Größe und die kur-zen Perioden, in welchen sie wieder kehren, sind die Ursache,daß sie selbst durch die noch unvollkommenen Beobachtungenunserer Vorgänger entdeckt werden konnten. So ist die Pe-riode der jährlichen Gleichung das anomalystische Sonnen-jahr, und das der Variation die Hälfte des synodischen Mond-jahres oder 14.765 Tage. Um eben so die Periode der Evec-tion zu finden, darf man nur die Bewegung von E, unddie des Mondes in Beziehung auf seine große Are für irgendeinen Zeitraum kennen. Die Aenderung der Größe E be-trägt 445267°.ll68 in 100 julianischenJahren, deren je-des 365^ Tage hat. Die anomalistische Bewegung des Mon-des in derselben Zwischenzeit ist 477198'.8398- Subtrahirtman daher die letzte Zahl von der doppelten ersten oder von690534'.2336, so erhält man 413335°.3938, und dieß istdie Veränderung des Winkels E — M in hundert Jahren,woraus folgt, daß derselbe Winkel E — R1 sich um 360Grade ändert in der Zeit von