oder, was im wesentl chen damit einerlei ist, der Funktionen 
(l — 2^-608 w + = (1 — 2 q eos w + q 2 )~^ 
fl — 2 — cos w + “ 2) = (1 — 2 q cos w + q 2 )~- 
in Reihen, welche nach den Kosinussen der Vielfachen von w fortschreiten, 
wo \v, wie bemerkt, einen mit der Zeit wachsenden Winkel darstellt. 
Dabei dürfen wir voraussetzen — was für die Konvergenz der 
herzuleitenden Reihen notwendig ist —, daß a x die Distanz des ent 
fernteren Planeten bedeutet, so daß der konstante Quotient 
kleiner als die Einheit. 
In Fällen, wo der störende Planet der Sonne näher steht als 
der gestörte, genügt es offenbar, eine Änderung der Bezeichnungen ein 
treten zu lassen, indem man 
a x — Entfernung des gestörten 
a — Entfernung des störenden Planeten 
setzt. Diese Vertauschung ist — mit Rücksicht auf das symmetrische 
Vorkommen der Größen a und a x in dem obigen Ausdrucke — ohne 
weiteres gestattet. 
Der angenommene Wert von q giebt zwar die Entfernung der 
beiden Planeten zunächst unter Zugrundelegung von Kreisbahnen; es 
ist jedoch, wie wir später sehen werden, nicht schwer, von diesen zu den 
elliptischen Bahnen überzugehen. 
Zur Entwickelung der beiden Reihen bedienen wir uns nun der 
Methode der unbestimmten Koefstcienten, indem wir schreiben: 
J_ 1 
(1 — 2 q eos w + q 2 ) 3 = y A 0 + A x cos w 4- A 2 cos 2 w -f-.... 
(1 — 2 q cos w + q 2 ) 3 = ~ B 0 -f- B x cos w -f- B 2 cos 2 w 4- — 
Weshalb es ratsam erscheint, die absoluten Glieder mit dem 
Nenner 2 zu versehen, wird die Folge lehren. 
Der besseren Übersicht wegen teilen wir die Entwickelung in drei 
Abschnitte: