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Verbessert man die Neigung und den Knoten am Ende der Zeit 
t nach Vorschrift der obigen Gleichungen, so verschwinden selbstver 
ständlich aus den Breitenstörungen die der Zeit t proportionalen 
Glieder, wobei noch anzuführen ist, daß auch die übrigen Störungs 
glieder der Breite leicht von der mittleren gestörten Bahn aus die 
Ekliptik reduziert werden können. 
Die Säkularstörungen der Epcentricitä t und der Apsiden 
werden durch ähnliche Betrachtungen im Anschlüsse an die Gleichung 
a) oder ß) des Artikels C dieses Abschnitts gefunden. Nach der 
Gleichung («) hat man: 
— —- nii n 3 a 2 [e P° cos (i w + l — TI) 
-h Pi 0 cos (i w -f-1 — r/j)], 
wo P°=P[(iq-f-1) 2 — 1] 
Pi°=Pi [(iq-H i) 2 — i] 
und P, P x durch die Gleichungen (v) a. a. O. gegeben sind. Auch 
die Koefficienten P und Px werden für i = o unendlich, weshalb auch 
nur die dieser Stellenzahl entsprechenden Glieder unsere Aufmerk 
samkeit in Anspruch nehmen. 
Um ihre wahre Beschaffenheit kennen zu lernen, müssen wir auf 
die obige Differentialgleichung zurückgehen, in welcher die Koefficienten 
P° und Px° (wegen Fortfalls des entscheidenden Nenners) einen end 
lichen Wert haben. Schreiben wir also bloß diejenigen Glieder hin, 
welche aus i = o hervorgehen, so ist: 
——nix n 2 a [e P° cos ß — JT) + £ x Px° cos ß—l?x)ch 
worin für P" und Px** gleichfalls die der Gleichung i — o zukommenden 
Glieder zu setzen sind. 
Dieselben erzeugen nach dem Früheren (vgl. Art. E) im Inte 
grale die Glieder: 
— -1 [e P° sin ß - JI) + e 1IV sin ß — IT)], 
welche also gleichfalls die Zeit t als Faktor besitzen. 
Da nach den Gleichungen (7) unter Berücksichtigung der zu den 
Gleichungen (I«) und (II«) des Artikels D im vorigen Abschnitte 
gemachten Bemerkung: