76
substituieren, insofern beide Größen sich nur um die kleine Größe höherer
Ordnung
km Mi
unterscheiden.
Hiernach können — wenn außerdem nach p. 41 der 1. Abt. der
theor. Astr.
f(l H— m) = n 2 a 3
gesetzt wird — die Gleichungen («) in folgender Form angeschrieben
werden:
2)
3)
4 2 x
4t 2
n 2 a 3
r 2
60S 1 +
n 2 a 3 .111 j
(l'l
60S 1,
— r cos 1)
—
n 2 a 3 m t
1?
• >1
60S 1,
42 y
4t* "
n* a 3
r*
sin 1 +
n 2 a 3 in.
Oi
sin -
— r sin 1)
—
n 2 a 3 Mi
r, 3
• l'l
sin 1i
42 z
11 2 a 3
• z -4-
n 2 a 3 nii
n 2 a 3 iii]
4t 2 ~
r 2
r +
o 3
1 1 ö
iii i»!
r?
8m )>!
(«i).
Vermöge der den beiden ersten Gleichungen zu Grunde liegenden
Annahmen
608 l>i — cos l> — 1
haben wir uns die Leitstrahlen v und r, und also auch die Massen i»
und Mi, sowie die Kräfte
42 x . 42 y
4t 2 4t 2
stets als in die Koordinatenebene X-Y fallend zu denken. Da nun die
dritte Kraft
4 2 2
4t 2
immer senkrecht gegen diese Ebene wirkt, so trägt dieselbe zur Störung
des Radiusvektors r und der Länge 1 des Planeten in überhaupt nichts
bei. Dieselbe bedingt vielmehr nur die Störungen der Breite,
während die Störungen der Länge und des Leitstrahls (zum
weitaus überwiegenden und hier allein in Betracht kommenden Teil)
auf die Kräfte ^ und zurückzuführen sind und zwar speciell