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substituieren, insofern beide Größen sich nur um die kleine Größe höherer 
Ordnung 
km Mi 
unterscheiden. 
Hiernach können — wenn außerdem nach p. 41 der 1. Abt. der 
theor. Astr. 
f(l H— m) = n 2 a 3 
gesetzt wird — die Gleichungen («) in folgender Form angeschrieben 
werden: 
2) 
3) 
4 2 x 
4t 2 
n 2 a 3 
r 2 
60S 1 + 
n 2 a 3 .111 j 
(l'l 
60S 1, 
— r cos 1) 
— 
n 2 a 3 m t 
1? 
• >1 
60S 1, 
42 y 
4t* " 
n* a 3 
r* 
sin 1 + 
n 2 a 3 in. 
Oi 
sin - 
— r sin 1) 
— 
n 2 a 3 Mi 
r, 3 
• l'l 
sin 1i 
42 z 
11 2 a 3 
• z -4- 
n 2 a 3 nii 
n 2 a 3 iii] 
4t 2 ~ 
r 2 
r + 
o 3 
1 1 ö 
iii i»! 
r? 
8m )>! 
(«i). 
Vermöge der den beiden ersten Gleichungen zu Grunde liegenden 
Annahmen 
608 l>i — cos l> — 1 
haben wir uns die Leitstrahlen v und r, und also auch die Massen i» 
und Mi, sowie die Kräfte 
42 x . 42 y 
4t 2 4t 2 
stets als in die Koordinatenebene X-Y fallend zu denken. Da nun die 
dritte Kraft 
4 2 2 
4t 2 
immer senkrecht gegen diese Ebene wirkt, so trägt dieselbe zur Störung 
des Radiusvektors r und der Länge 1 des Planeten in überhaupt nichts 
bei. Dieselbe bedingt vielmehr nur die Störungen der Breite, 
während die Störungen der Länge und des Leitstrahls (zum 
weitaus überwiegenden und hier allein in Betracht kommenden Teil) 
auf die Kräfte ^ und zurückzuführen sind und zwar speciell