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Methoden der speziellen Störungsrechnung. 
nung, oder man berechnet sie nach Gl. (3. 22) aus den ekliptikalen Ele 
menten cd, Sh, i. 
Sind die rechtwinkligen äquatorialen Koordinaten der störenden 
Planeten nicht gegeben, so kann ihre Berechnung nach 
aus den im B. J. für alle großen Planeten gebotenen ekliptikalen Polar 
koordinaten h, bi, Yi erfolgen. Numerow hat die x\, y i , / für einige 
Jahrzehnte für Jupiter und Saturn tabuliert. 
a) Die Methode von Cowell. Die Größe des Intervalles richtet sich 
nach der Stellenzahl der Rechnung, der Entfernung von der Sonne, 
sowie der Masse und Entfernung der störenden Planeten von dem ge 
störten Objekt. Normalintervall w — 20 Tage. Daten und Äquinoktium 
wählt man so, daß sie mit den Angaben im Einklang stehen, die das 
B. J. bezüglich der großen Planeten macht (siehe S. 246). 
a) Beginn der Rechnung. Für die 3 Ausgangsdaten a —w, a, a -\-w 
berechnet man aus den mit den oskulierenden Elementen erhaltenen 
Koordinaten s' n = x' n , y' n , z' n —f(a-\-nw). 
Man bildet nun ein provisorisches Integrationstableau, indem man die 
3 Werte von F (a-\-nw) in die E-Reihe einträgt, die beiden ersten Werte 
der 2. summierten Reihe nach 
IJ F (a + nw) — f{a + nw) —-J-F (a + nw) + -^F 11 [a -f- nw) • • • (V) 
im Näherungs verfahren (in der gleichen Weise, wie es bei der Integration 
der ungestörten Bewegung erläutert ist) berechnet, und das erste Glied 
der 1. summierten Reihe als Differenz der beiden ersten Glieder der 
2. summierten Reihe bildet. Ist das provisorische Tableau aufgestellt, 
so berücksichtigt man jetzt in F (a-\-nw) auch die störenden Kräfte für 
die in Betracht kommenden großen Planeten. 
Die erforderlichen Konstanten sind für alle großen Planeten und 
die gebräuchlichsten Intervalle im Anhang gegeben. 
Dann leitet man die Funktionswerte unter Anwendung der voll 
ständigen Formel 
x\ = r l cos b I cos 
y[ = r l cos b x (sin Z i cos e — tg b r sin e) 
z[ = r x cos b x (sin l t sin e + tg b t cos e), 
(H)