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und eben so 
p'= 0.02283 q' =. — o . oo 3 o 3 
Die Massen dieser beyden Planeten sind 
m = ¿8 und = I^T 7 
die Masse der Sonne als Einheit angenommen. Mau hat da 
her aus i 3 . Nr. II 
k == 125° i 5 ' 4 o /y A = o. oi537 A' = — o. 00661 
k' = io 3 ° 38 ' 4 o /y B = 0.02905 
N (m \Za-j-m' \/aO 
und aus der Gleichung g 
\/aa' 
folgt 
g—— 25 /j 5 j 56 . Die beyden Gleichungen des 12. Nr. I aber geben 
tg tu =. o. 03287 \j\ + 0.82665 Cos [2i° 37'— 25 ".5756 t] und 
tg co / = o. 02980 y 1 — o . 43290 Cos [21 0 37'—20 '. 5 -/ 5 b t] 
Es ist daher B A = o.o 444 2 und B—A = 0.01 368 , also die gröfste 
und kleinste Neigung der Saturnsbahn gegen die Ecliptik 2 ° 32 / 4 o // 
und o° 47 y 5 für die Jupiterbahn aber ist die gröfste Neigung 
2° 2 / 3 o // und die kleinste 1 0 17' 10". 
Auch die Knoten dieser beyden Bahnen mit der Erdbahn ge 
hen nicht immer nach derselben Richtung fort, sondern sie sind 
zwischen bestimmten Gränzen, zwischen welchen sie vor und 
rückwärts gehen, enthalten, weil B A (vid. $. 12. Nr. IV) ist. 
Die Entfernung dieser Gränzen beträgt für die Saturnusbahn 
3 i° 56 / und für die des Jupiter » 3 ° io' zu beyden Seiten ihres 
mittleren Ortes. Die Periode endlich, in welcher die Neigun 
gen sowohl als die Knotenlängen beyder Bahnen von ihrem klein 
sten Werthe bis zu ihren gröfsten gelangen ist 
36 o° 36 o. 6o* x v • u t t 
= —2—r—rr =: 50670 Juhamsche Jahre, 
g 25.5756 ' ’ 
eine Periode, deren lange Dauer uns eine Idee von der grofsen 
Ausdehnung der Theorie der allgemeinen Schwere gibt, welche 
uns, durch die Analyse unterstützt, den Zustand unseres Systemes 
vor und nach vielen Jahrtausenden von der gegenwärtigen Epo 
che kennen lehrt. 
I. Um eben so die Aenderungen der Excentricität und der 
Länge der Perihelien] dieser beyden Planetenbahnen zu finden , 
hat man nach dem Vorhergehenden .. g = ai y ' 99 o 5 und<y — 3 " 585 1 
also auch 
A — o . 04877 B|r=o.o 3532 A y = — 0.01715 B y = 0.04321 
k = 3 o 6 ° 35 ' * — 21 o c 17 <