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l>a die Grüfse R in dem Vorhergehenden als eine Funktion von 
v = ' ; * + nt—w entwickelt worden ist, so wird man 
(£)=»*+(£) ha,,cn ’ 
also ist auch die letzte Gleichung, wenn man grösserer Einfach 
heit wegen ¡j. — i setzt, 
de = 
a \/i 
. (i — \/i —e 2 ) . dR -J- 
n dt 
■(£) 
Weiter ist Th. II p. 4 2 • • dv = —. dm J/T— e* 
wo m die mittlere Länge des Flaneten bezeichnet. 
Es ist aber v = e-J-nt — w also dr = de-J-ndl— dw. Betrach- 
tet man aber in dm blofs die Aenderung des Periheliums, so ist 
dm — n dt —dw =■ — dw , also die vorhergehende Gleichung, 
wenn man der Kürze wegen r = a setzt, 
de -f- ndt — dw = •— dw . \/i — e* oder 
de — dw (l —y /i —e a ) — n dt 
da 
oder endlich, da (Cap. X io) — = — 2 dR ist, 
de 
dw (l — y/i—e 2 ) -J- 2 a* 
Ist dann 03 die Neigung und 9 die Länge des aufsleigenden 
Knotens der Planetenbahn, so sey, wie in 2 , p = tg®Sin 9 , 
c" c' 
q = tg t» Cos 5 , also auch, wie in §. io, p = —, q — — und daher 
d . tg oo = 
de' Cos 3 -f- de'' Sin B — de tg 
und dS, tg cd 
de" Cos 3 - — de' Sin B 
Ist s die Tangente der Breite des Planeten, so ist wie im §. 8, 
x = r Cos v , y = r Sin v und z =s rs , also auch 
Nach §. 7, ist aber