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IV. Beispiele.
A. Die Säkularstörungen der Erde.
Aus den Störungen, welche die Erde von den einzelnen Planeten
erleidet, geht nach dem Obigen hervor:
1) eine rückgängige Bewegung der Knoten auf den störenden
Planetenbahnen,
2) eine Säkulargleichung der Excentricität und
3) der Perihellänge der Erdbahn.
Während der Schnittpunkt der Ebenen der Erd- und Planeten
bahn auf dieser letzteren zurückgehen, bleibt die Neigung dieser beiden
Ebenen unverändert, und man kann sich daher diese Bewegung am
anschaulichsten so vorstellen, daß der Pol der Ekliptik um den Po!
der störenden Planetenbahn einen Kreis (oder noch besser, daß die
Achse der Ekliptik um die Achse der Planetenbahn eine gerade Kegel
fläche) beschreibt und zwar gegen die Ordnung der Zeichen. Indessen
ist klar, daß diese Bewegung der Erdbahn bezüglich aller anderen
Planetenbahnen gleichfalls eine Bewegung der Knoten, außerdem
aber noch eine Änderung der Neigung dieser Bahnen gegen die Ekliptik
zur Folge haben muß. Insbesondere sieht man,
daß diese verschiedenen Bewegungen der Ekliptikachse um die
Achsen der einzelnen Planetenbahnen notwendig auch eine Än
derung des Schnittpunkts und der Neigung der Ekliptik bezüg
lich der Ä q u a t o r e b e n e, d. h. eine Änderung der L a g e des
Frühlingspunktsund der Schiefe der Ekliptik (die
sog. planetarische Präcession und die Abnahme der Schiefe)
bedingen, sowie daß es nur eine leichte mathem. Aufgabe ist,
diese Änderungen aus jenen ursprünglichen Bewegungen herzu
leiten.
Da man nun in der Astronomie die Lage der Planetenbahnen
auf die Ekliptik bezieht (vermöge der Knoten und Neigungen, welche
sie mit dieser bilden), so muß man bei Feststellung der Lage einer
Planetenbahn zweierlei Wirkungen beriicksichtigen: erstens, die Änderungen
des Knotens und der Neigung, welche aus der Bewegung der Ekliptik
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