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THEORIE DER BEWEGUNG DES MONDES. 
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Die zweite Gleichung wird 
0 = 
ddw 
2 dp 
woraus 
also 
dudzf 1 pd-y ’ 
lo g^lir = logCto., 
= Const. = A. 
du 
Hienach wird die erste Gleichung 
wenn man Kürze halber )<it ■ — k setzt; folglich, obigen Werth von 
0 substituirt, und die hohem Potenzen von g vernachlässigt: 
0 = ^r+P — A Ak[\—\gg + \ggcos%\). 
Hieraus p = AAk[\ — %gg)[\ — ecosM— ±ggcos2\). Also, den beständigen 
Theil von p oder AAk[ 1 —|gg) — h gesetzt, 
p = ä( 1 — ecosM—^^cos2X) 
logj? = logÄ —— ecosM — cos 2M—cos2X 
\ogpp 
dît 
b aw 
gd? 
d« 
logA = f logÄ — ilogÄ + i^ 
= — flog h — £ \ogk-\-%ee-\-%99 + 2ecos M%ee cos 2 M+^gg cos 2 X 
(U , = -\-%ee-\-\ gg) (l -j- 2ecos M + fd<?cos 2M-\- y^ cos 2X), 
folglich 
1 +ee + T^ = ÄÄ* 
und 
u = v -j- 2 e sin M -f- fee sin 2 A? -f- sin 2 X, 
wo man alle Grössen vernachlässigt hat, die höhere Potenzen von e und g 
enthalten. Übrigens ist hier offenbar e eine durch die Beobachtungen zu be 
stimmende Constante (die Excentricität), und M die wahre Anomalie [*)] 
— v — Const., so dass Const. die unveränderliche Länge der Erdferne [ist]. 
[*) Aber nicht in der Bahn des Mondes, sondern auf der Ekliptik gezählt.] 
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