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IV. Beispiele. 
A. Die Säkularstörungen der Erde. 
Aus den Störungen, welche die Erde von den einzelnen Planeten 
erleidet, geht nach dem Obigen hervor: 
1) eine rückgängige Bewegung der Knoten auf den störenden 
Planetenbahnen, 
2) eine Säkulargleichung der Excentricität und 
3) der Perihellänge der Erdbahn. 
Während der Schnittpunkt der Ebenen der Erd- und Planeten 
bahn auf dieser letzteren zurückgehen, bleibt die Neigung dieser beiden 
Ebenen unverändert, und man kann sich daher diese Bewegung am 
anschaulichsten so vorstellen, daß der Pol der Ekliptik um den Po! 
der störenden Planetenbahn einen Kreis (oder noch besser, daß die 
Achse der Ekliptik um die Achse der Planetenbahn eine gerade Kegel 
fläche) beschreibt und zwar gegen die Ordnung der Zeichen. Indessen 
ist klar, daß diese Bewegung der Erdbahn bezüglich aller anderen 
Planetenbahnen gleichfalls eine Bewegung der Knoten, außerdem 
aber noch eine Änderung der Neigung dieser Bahnen gegen die Ekliptik 
zur Folge haben muß. Insbesondere sieht man, 
daß diese verschiedenen Bewegungen der Ekliptikachse um die 
Achsen der einzelnen Planetenbahnen notwendig auch eine Än 
derung des Schnittpunkts und der Neigung der Ekliptik bezüg 
lich der Ä q u a t o r e b e n e, d. h. eine Änderung der L a g e des 
Frühlingspunktsund der Schiefe der Ekliptik (die 
sog. planetarische Präcession und die Abnahme der Schiefe) 
bedingen, sowie daß es nur eine leichte mathem. Aufgabe ist, 
diese Änderungen aus jenen ursprünglichen Bewegungen herzu 
leiten. 
Da man nun in der Astronomie die Lage der Planetenbahnen 
auf die Ekliptik bezieht (vermöge der Knoten und Neigungen, welche 
sie mit dieser bilden), so muß man bei Feststellung der Lage einer 
Planetenbahn zweierlei Wirkungen beriicksichtigen: erstens, die Änderungen 
des Knotens und der Neigung, welche aus der Bewegung der Ekliptik 
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