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und was die Grösse 1 betrifft, so findet man sie aus der bekann 
ten Grösse L durch die Gleichung §. 
1 = L -f- 6926"Ö4 Sin (L — p) 
-f- 72. 68 Sin 2 (L — pj 
-f- 1. 06 Sin 3 (L — p) 
o. 02 Sin 4 (L — p) 
Man bemerkt von selbst, dass man mittels der letzten Beihe 
auch den gegebenen Werth von d t durch blosse Functionen von 
L ausdrücken kann. ISimmt man mit Piazzi an 
für 1800. 00 für jqoo. 00 
e = 23 j 27' 56"7 e = 20 27 4. 6 
p = 279 29 o. o p = 2b 1 12 3 b. o 
2 s — L. — i° 55 ' 26”6j 2 g — — -= i° 55 ' 7"84 
4 4 
so findet man für 1800 
dt— 79." 36 Sin L -{- 455 .8 Cos L 
— 597. 08 Sin 2 L -f- 1.6. Cos 2 L 
— 3 . 42 Sin 3 Ij — 18.8 Cos 3 L 
4- i 5 . 25 Sin 4L — 0.2 Cos 4 L 
+ o. i 5 Sin 5 L + o . 9 Cos 5 L 
— o. 40 Sin 6L + 0.1 Sin. f( (l 
— 0.1 Sin (2 L + fl d ) 
für 1900 + 75 P 
d t = 9^* 4 Sin L + 4^2 .3 Cos L 
— 696 . 2 Sin 2 L + 1.8 Cos 2 L 
— 4. ° Sin 3 |L — 18. 6 Cos 3 L 
+ i 5 . 2 Sin 4 b — 0.2 Cos 4 L 
— o. 2 Sin 5 L -f- o . 9 Cos 5 L 
— o. 4 Sin 6 L + 0.1 Sin $1 d 
— o . i Sin (2 L 4- d ) 
Die Bestimmung dieser Störungen , deren Summe wir hier 
durch P bezeichnet haben , gehört der höheren Mechanik oder der 
physischen Astronomie an , welche der Gegenstand des dritten Bu 
ches seyn wird. Wenn die Planeten bloss der Wirkung der Sonne 
gehorchten, so würden sie um den Mittelpunct der Sonne, als 
Brennpunct, rein elliptische Bahnen beschreiben ; da sie aber auch 
einer auf den andern und auf die Sonne selbst zurückwirken , so 
entstehen daraus in ihren elliptischen Bewegungen Störungen, 
Perturbationen, welche auch durch die Beobachtungen deutlich 
angezeigt werden , und die man zu bestimmen wissen muss, wenn 
man genaue Tafeln der Bewegungen der Planeten entwerfen will, 
eine Aufgabe, die die Kräfte unserer Analysis übersteigen würde, 
wenn nicht glücklicher Weise die geringe Masse aller Planeten