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Phys. Astrott.

Die bestämdigen Größen k, 5 (§. i;?.) bestimmt man am besten so, daß L-sDI'-o

2,9^01 3 99^t0>

rmd 6 2Dd' — o wird, woraus folgt l-Ira i H

— as/c'-) — g ( '' ) — ^ ^ und 5 ' wird ausl, wenn man l,

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!', statt I,, lr', sezt. Substituirt man nun statt /?, , b, bl', !, ihre Werthe

< §. r;7- l54-), so erhalt ma» endlich

/ 2 l i ( n — n') — n) dlx

V- - - „ c l - - --- ,u> - 2 ( n ^iin (H - --)

2 ( 1 ( n — n' )

N)N

—- 2 -/ ^E -l-, ^ ^ ^ ( 1 ( ^ 2 n)^/

rw V -l-- m' V die Perturbation der Lange.

) im < <p' — und dann ist

§. 159. Da die Neigungen der Planetenbahnen in Theilen des Halbmessersihren Exzentrizitäten ungefähr gleich sind, so werden hier auch die Qvadrate ^ der Nei-gung v und Brrite 5 aus der Acht gelassen. Man hat demnach Lot'v — i, i —§8 — i,i —^ ^ i, und das gibt (§> für die Störung der Breite m'Fs die GleiHung

^ ^ A

VII. O — F 8 -s- n 3 still v/x ä r ( ^—) — n 3 cob v// 9 t (-^ ). Da liun(§. 151.)

( —-2' s /x' -- x )' -i- (v)' -s- 2'^ 2, und eine sehr klei-

9 2 r" ^ , 9 K

ue von der Breite abhängige Größe ist, so mus man in diesen, Ausdruck für ()

die Exzentrizität ganz weglassen, weil daraus nur ein Produkt derselben in die Breite

— g i _

entstehn würde. Sczt man demnach ( 3' -f- 3" — 2 3 3' cok ^ ^ ,

so wird f^--) — — 1 ^', lind VII. o — ^8 — n 3 Ünv/x 2 'DSc9 2

n 3 cosv ^ 9 t. Hieraus wird zugleich wie oben ( §. !Z 4 -)

(— ) n — Z (3' 3 ' — 33' cos >v ) ( 3 3 - 7 - a'3' — 233' cos vv) 2 -ch- ,

9 u' "

. s. , , 9 ^ _

mtthm 3' ( —

^ ,9

— 3^- a( )." 9 3

Wenn nun (46. Fig.) V K die Ekliptik, 1 ^ , 18 , die Bahnen' der Pla-neten m, ,n', sind, der leztre sich in 8 befindet, und 8^. auf die Bahn des Planetenin, welche zugleich die Ebne der Koordinaten x, ^, ist, 8s auf die Ekliptik senkrecht

gezogen wird, so-hat man im 8^ — — oder 2' m ch.8^. Eezt man also die Lan-

-e der Knoten, 22 I, V 1 — I', die Neigungen, ^.IL — y, 81 k — und