THEORIE DER BEWEGUNG DES MONDES. 
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. 
"-T 
ddæ' , 
m {x f 
— x) 
. m" 
[x' — 
- x") 
U 
~ di 2 1 
B 
// s 
~r 
R 3 
0 
ddy’ , 
m [y' 
-y) 
! m" 
(y'~ 
-y") 
~ di 2 1 
B" 3 
1 
B 3 
ddjz' , 
m (z‘ 
, m n 
V- 
-z") 
0 
— di 2 1 
B" 3 
+ 
B 3 
dd(æ — 
x’) 
1 
[m + m ') (x — 
x') , 
■ m" 
\ x — x' 
y- 
nn 
( 1 
1 
dt 2 
V 
B" 3 
1 
i B' 3 
\B' 3 
B 3 , 
dd[y — 
y') 
1 
[m + m’) [y — 
y') , 
rr 
\y-y' 
1 
' rr 
-y')\ 
( 1 _ 
1 
dt 2 
~T 
B" 3 
T 
( B' 3 
\ 
y 
[B' 3 
B 3 
dd (Æ) — 
■8’) 
1 
(■m -1- m’) (z — 
*') 1 
„ rr 
\ z — z' 
V' 
-»01 
( 1 
1 ' 
di 2 
"T 
B" 3 
V 
i B' 3 
z 
[B’ s 
B,\ 
Endlich bezeichnen wir Länge des Mondes und der Sonne, vom Mittel 
punkt der Erde gesehen und vom Frühlingsnachtgleichepunkt zur Zeit T 
gezählt, durch v, V, Breite des Mondes durch ¡3, und setzen tang ¡3 = 0, 
12" cos ¡3 = r, — = p. Aus diesen Voraussetzungen folgt leicht 
X— x = r cosr = 
x" — x' — R cos V, 
smv 
P ’ 
R sinE, 
z = 
z"—z' = 0 (weil wir die Breite der Sonne = 0 yoraussetzen). 
Durch Substitution dieser Werthe in obigen Gleichungen erhalten 
folgende neue: 
wir 
0 = 
0 = 
cosv.dd p , 2cosi).d^) 2 , 2sini).dpdü ginv.ddi) cosv.di) 2 
ppdt 2 
j) 8 d t z 
ppdt 2 pdt 2 
. [m -j- m r )pp cos v 
sin v . d d p . 2 sin v . dp 2 
(1 + 99) 2 
2 cosi).d pd« , cosv.ddv 
pdt 2 
rr ( cos v 
m 1JB 73 ' 
sini). di) 2 
R cos VI 
B' 
pp dt 2 
p s dt 2 
ppdt 2 1 jpdi 2 
i [nt -j- tn ') pp sin v 
9dd^ | 26d p 2 2d^>d0 
dd0 
(1 + 9 9) 2 
(■m + m')pp 9 
m" 9 
ppdt 2 1 p s dt 2 ppdt 2 
pdt 2 
(1 + 9 9) 2 
pB' 
Die Combination dieser Gleichungen gibt uns folgende: 
0 = 
ddj) , 2d p 2 pdv 2 , {m + mW , ,,\p / __ y\ M 
~dF + ^dW d?“+ „ , --r m ¡B'* ^PP co8 [ v v 
(1 + 9 9) 2 
\B ,a