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Nennen wir die Neigung der beiden Planetenbahnen 
J, 
so wird dieselbe in der vorliegenden Untersuchung, wenn man sie in 
Teilen des Radius ausdrückt, als von gleicher Größenordnung mit 
den Excentricitäten 
S und € x 
betrachtet. 
Da nun ferner die Störung 
z 
der Breite auch von J abhängt und notwendig verschwinden würde; 
wenn J = o 
wäre, so ist z von der Größenordnung 
uii 4 oder m x e 
zu denken. 
Hiernach darf man in der obigen Gleichung einfach 
r = a 
und aus gleichem Grunde auch 
r i = a ! 
q = V a 2 + a x 2 — 2 aa x cos — ÄJ 
setzen. 
Wird ferner die Länge des aufsteigenden Knotens von in x in 
Bezug auf die gewählte Grundebene (gestörte Bahn in der Epoche) 
mit 0 
bezeichnet, so ist 
sin di — sin J sin (1 X — 0) 
= J sin (Z x — 0). 
Unter Berücksichtigung aller dieser Vereinfachungen und der 
weiteren Gleichung 
z — rsinb = a • d 
reduziert sich die Fundamentalgleichung auf 
^ = — n 2 1) + Mi n 2 a 2 J a x sin — 0) 
— — n 2 b -f- m x n 2 a 2 a x J ^ B, cos i w — a x ~ 3 ) sin (Ä x — 0),