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Stabilitäts-Problem.
von der Sonne zurückgelegt wird, am
kürzesten. Diese Ungleichheit in der
Mondbcwegung wird die jährliche
Gleichung des Mondes genannt. Faßt
man alle 12 Mondsmonate zusammen
und noch den Drittel-Monat dazu, wel
cher fehlt, um das Jahr Voll zu machen,
so läßt sich aus den verschiedenen mitt
leren Bewegungen, welche den einzelnen
Monaten zukommen, eine Durchschnitts-
dewegung finden; diese eben ist es, wel
che man vorzugsweise die mittlere
Bewegung des Mondes nennt.
Die Analysis des Unendlichen beweist
nun, daß diese nicht genau mit derjeni
gen mittleren Bewegung einerlei seyn
kann, welche der Mond haben würde,
wenn die Erde um die Sonne statt der
Ellipse einen Kreis beschriebe, dessen
Durchmesser der großen Are der wirkli
chen elliptischen Erdbahn gleich ist, —
daß vielmehr die wirkliche mittlere Be
wegung des Mondes etwas kleiner ist
als sie eben angeführte eingebildete
mittlere Bewegung, und zwar desto klei
ner, je größer die Ercentricität der
Erdbahn ist. Da nun diese Ercen
tricität jetzt von Jahrhundert zu Jahr
hundert abnimmt, so muß' natürlich
die mittlere Bewegung des Mondes von
Jahrhundert zu'Jahrhundert schneller
werden. Das eben ist die sinnreiche
Erklärung der Säculargleichung des Mon
des , welche Laplace gab, und worin
er, bestimmter, zeigte, daß dasjenige,
was der mittleren Mondbewegung der
verschiedenen Zeitalter an derjenigen mitt
leren Bewegung fehlt, welche dem Monde
bei einer gar nicht excentrischen Erd
bahn zukommen würde, dem Quadrat
der Ercentricität der Erdbahn proportio
nal seyn müsse. — Es ist daher ein Leich
tes , die Säcular-Aenderungen der mitt
leren Mondbewegung auf viele Jahrtau
sende vorauszubestimmen, wenn man die
Aenderungen der Ercentricität der
Erdbahn aus so lange voraus bestim
men kann. Unsere Berechnung der Sä
culargleichung des Mondes über die Zeit
hinaus, bis zu welcher sie in den bishe
rigen Mondtafcln sich angegeben findet,
war also eine Anwendung der Le Ver-
rier'schcn Formeln der Säcular-Aende
rungen der Elemente der Erdbahn.
Diese Anwendung ward dadurch etwas
verwickelter, daß es zum Behuf der Vor
ausberechnung der Zeiten des Vollmon
des nicht hinreicht, die Säcular-Aende
rungen der mittleren Bewegung
des Mondes zu berechnen, sondern daß
vielmehr die S ä c u l a r g l e i ch u n g der
geocentrischen Länge des Mondes
für die einzelnen Vollmonde ermittelt
werden mußte. Man fährt bis jetzt noch
fort, diese säculargleichung so anzuse
tzen , daß dabei der Anfang des Jahrs
1700 als Fundamental-Epoche angenom
men wird. Gesetzt, der Mond führe vom
1. Januar 1700 an, mit derjenigen mitt
leren Bewegung, die er damals wirklich
hatte, fort sich zu bewegen, so würde er
am 1. Januar 1900 um Mitternacht
noch nicht völlig diejenige geocen
trische Länge erreicht haben, die er in
diesem Augenblick in Folge seiner säku
laren Beschleunigung wirklich erreicht;
es würde daran noch ein Bogen des Um
fangs der Himmelskugel von etwa 40"
fehlen. Diese 40" sind dasjenige, was
man Säculargleichung der geo
centrischen Mondläng eam 1. Ja
nuar 1900 nennt; sie wächst in den
nächsten Jahrhunderten ungefähr wie das
Quadrat der vom Jahr 1700 an gerech
neten Zeit. Sie läßt sich aus den Le
Verrier'schcn Formeln der Säcular-
Aenderungen der Ercentricität der Erd
bahn nicht so unmittelbar berechnen, son
dern es ist dazu erst eine Int egratton
nöthig (etwa, wie aus dem Gesetz eines
senkrecht auf die Erde herabfallenden Kör
pers , daß seine Geschwindigkeit in glei
chen Zeiten allemal gleich viel zunimmt,
gefolgert wird, er müsse Fallräume durch
laufen, welche sich, vom Ansang des Falls
an gerechnet, wie die Quadrate der
darauf verwandten Zeiten verhalten, —
nur daß bei der Bestimmung der Säcu
largleichung der Mondlänge die Sache
mehr Umstände erfordert, weil seine Be
schleunigung nicht, wie bei senkrecht fal
lenden Körpern, eine gleichförmige ist),
und zur Vollziehung dieser Integration
mußten die, aus je 7 Gliedern (nach der
Anzahl der 7 Hauptplaneten) bestehenden
Le Verrier'schcn Formeln in eine
21gliedrige (nach der Anzahl aller mög
lichen Paare, die sich aus 7 Dingen
bilden lassen) umgeformt werden. Die
dadurch gefundene Integral-Formel mußte