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Veränderungen yon sehr langen Perioden leidet, so wollen wir
annehmen , dafs sieh e' 3 durch die Reihe
c' 3 = A-f Rt + Ct* -f-
darstellen lasse. Nehmen wir von dieser Reihe nur die zwey er
sten Glieder, so ist
3na 3
— (At + i Bt’>
Das Glied dieses Ausdruckes, dessen Faktor A t ist, gehört
wieder zu der mittleren Bewegung, von welcher es einen Theil
ausmacht, welcher in der beobachteten mittleren Bewegung des
Mondes schon enthalten ist* und also ebenfalls nicht hierher ge
hört. Fs bleibt daher nur i
* 3 na 3
§ v =z —u i Bt 3
4 »'
und in diesem Ausdrucke soll die Gröfse B durch Beobachtungen
bestimmet werden. Für die Epoche yon i 7 5 o ist t = o , und
de 7
--¡j = — 0.00004557, e' = 0.016814 also ist
d« 3 de y
—■— = —-— = — o.oooooi 532 . Es ist aber auch
dt dt
e 12 = A-f-Bt, also —" c _ = B, und daher
dt
B = 0.000001532
Weiter ist, wenn die Sonnenparallaxe 8". (¡5, und die des Mon
des 5 7 ' 21^ gesetzt wird,
__ o.oooöooöi 58 u
a /3 (Ö7' 21") 3
also auch ^ ü.-.. = so". 64783,
4 a' 3
Da endlich die Sonnenmasse /2 = 329630 ist, so hat man
m $v = -|- 10". 427 t 2
wenn t die Anzahl Jahrhunderte seit lySobezeichnet. Dieser Aus
druck für ivi ci v stimmt nahe genug mit den Beobachtungen ( 11)
überein. Hätte man noch das dritte Glied Ct 3 mitgenommen, so
würde man für mciV noch ein Glied der Form l).t 3 gefunden ha
ben, wo aber D noch nicht o".02 beträgt, also erst nach meh
reren Jahrhunderten merklich seyn kann.
Diese säkulare Gleichung des Mondes hat bekanntlich zuerst