76 I. Teil. 5. Kapitel. 
bewegung. Daß statt des Faktors u der größere Faktor @ + m 
auftritt, wodurch die Anziehungskraft der Sonne stärker erscheint, 
als sie in Wirklichkeit ist, rührt natürlich daher, daß der Planet 
der Sonne sich etwas stärker nähert, wenn die Sonne frei beweg- 
lich ist, als wenn die Sonne fest ist. 
Wir können aber noch einen Schritt weitergehen. Es hindert 
nichts, genau dieselbe Betrachtung und Rechnung anzustellen für 
die Bewegung der Sonne relativ zu einem auf dem Planeten be- 
findlichen Beobachter. Denn über das Größenverhältnis der Massen 
u und m haben wir keine beschrünkende Voraussetzung eingeführt. 
Deshalb läßt sich unmittelbar folgender Satz aussprechen: 
Für einen auf dem Planeten befindlichen Beobachter bewegt sich 
die Sonne in einer Ellipse (der Ekliptik), in deren einen Brenn- 
punkt der Planet sich befindet, gemäß dem Prinzip der Flächen, 
genau so, als ob der Planet fest würe und die Masse u + m be- 
säße. Diese Ellipse ist natürlich an Größe und Form dieselbe, 
wie die der Planetenbahn relativ zur Sonne. 
$ 61. Um den irdischen Verhältnissen, auf die wir nun ein- 
mal bei allen unseren Beobachtungen angewiesen sind, noch näher 
zu kommen, untersuchen wir jetzt die 
y y Bewegungsgleichungen eines materiellen 
Punktes für ein mit konstanter positiver 
Winkelgeschwindigkeit o rotierendes 
Koordinatensystem, indem wir zunächst 
x' den Anfangspunkt 0’ des rotierenden 
Systems mit dem Anfangspunkt O, und 
x die Drehungsachse z' mit der z-Achse 
Fig. 12. des ruhenden Systems zusammenfallen 
lassen. Ist dann ¢ der Winkel der 
z-Achse mit der æ-Achse, so haben wir (Fig. 12): 
Qq,-— 608 9, ge sin 9, 717-0, 
(197) d4— — Sin 9, = COS, = 0, 
az=10, B,= 0, Ya= 1, 
wobei gesetzt werden kann: 
(198) Em dp. 
Dann ergibt sich aus den Gleichungen (181): 
qx — cos 9 -- y sin g, 
(199) y — — £ Sin 9 + y cos 9, 
, 
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