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* £ Tf t 
Es ist aber (Kap. VII §. 4 ) (/^M = —. a* , wo r ilas Stern jalir . 
3 TT 
der Erde bezeichnet, und •»— r±=m, alsoM—a s m J . Setzt man also 
r 
, d v M 
£> = a,dt=-- und m * — — , 
m a 3 
so ist, wenn man die letzten Werthe von | a, in den zu 
Ende des §. 4 gegebenen YVerthen von P und P' substituirt, 
3 m* /d v 
P' d t= ( •— Sin 2 v Sxn 5 — 
2 Im 
d v \ 
fy d t Sin L Cos 3 -j- <y. ~ • Sin (2 v — L) Cos 3 j 
Vernachlässiget man das letzte dieser Glieder, da es gegen die 
beyden andern sehr klein ist, so hat man 
.5 m 
d t == — Sin 3 Cos 2 v — | m 2 Cos 3 .J'y d t Sin L 
und selbst in diesem Ausdrucke ist das letzte Glied, da es in die 
sehr kleine Grölse <y multiplicirt ist, gegen das erste beynalie 
als verschwindend zu betrachten. 
5- «• 
Bezeichnet man die Grölse v 7 E M und a für den M o n d 
M' . j 
mit einem Striche, so ist, wenn —-- = Bm* gesetzt wird, ana- 
log mit dem Vorhergehenden 
/ P'dt = — . Sin 3 Cos ax' — | m * B Cos 3 . /V d t Sin L / 
J 4 m' ' 
wo cy y die Neigung der Mondsbahn gegen die Ekliptik und L / 
die Länge des aufsteigenden Knotens dieser Bahn in der Eklip 
tik ist. Ist c' die Tangente dieser Neigung, so ist, da nur klein 
ist, c / = , wo aber cv y mit Sin i JI = ———-—— multiplicirt wer- 
' f ido.oo 3 
den mufs. Es ist aber bekannt, dafs diese Neigung <y' eine be^ 
ständige Grölse ist, so wie man auch die Grölse 3 als constant 
annehmen kann. 
Ist ferner f' die tägliche Bewegung des Mondsknotens, und 
F' die Länge des Mondsknotens für irgend eine Epoche , so wird 
für jede andere Zeit die Länge desMondsknotens oder L' durch 
(F' + Pt) ausgedrückt werden können, oder da die Bewegung