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Die zuletzt gefundenen Werthe von < 1 N, dN', dN" sollen 
nun in den Gleichungen (I) des i substituirt werden. Vor 
dieser Substitution aber bemerke man Folgendes: 
Nimmt man an, dafs die Erde ein durch Umdrehung einer 
Ellipse um ihre kleine Achse entstandenes Sphäroid ist, so ist 
dN _ . _ 
bekanntlich A = B , also auch -— — o. Ferner sind die Coordi- 
naten x y z der Gleichungen (I) ganz willkührlieh genommen, 
und dadurch diese Gleichungen selbst in ihrer ganzen Allgemein 
heit dargestellt. Wollen wir uns z. B. vorstellen, die Ebene der 
xy sey die Ebene der Ekliptik, so ist 3 die Neigung der Eklip 
tik gegen den Aequator, und <p der Winkel der x mit der ersten 
freyeri Achse. Nehmen wir aber statt der Ekliptik den Aequator 
selbst, in welchem zwey der freyen Achsen liegen, und nehmen 
wir ferner die neue Achse der x als die erste freye Achse an, 
so ist Srso, und 9 = 0. Die ersten der Gleichungen (i) ist dann 
dp — o, oder p = D , wo D eine constante Gröfse ist, und die 
beyden andern Gleichungen (I) sind 
dN" 
A d q (C—A) r D . d t = —[~t"" 
dN' 
A d r -f- (A—C) q D. d t = — —r— 
oder wenn man die Wertlie von 
A d q -f- (C—A) r D d t = 
Adr ~F (A—C) q D d t = 
dN' dN" , 
-—■, —— aus ft. 2 substituirt 
d t d t 31 
3 Mdt _ 1 
—— (C—A)yz 
,,, \ «' 
(A- C) x z j 
Ueberdiefs war pdt = d^ — dvj' Cos 9 , und da d die Verän 
derung des Winkels der beyden Achsen der x, eine sehr gerin 
ge Gröfse ist, so ist sehr nahe pdt = d f oder d (p = D, d t. 
5- 4 . 
Die Gleichungen (i) enthalten die Störungen der Rotation 
in Beziehung auf den Aequator. Will man diese Störungen , dem 
astronomischen Gebrauche gemäfs , in Beziehung auf die Eklip 
tik, als feste Ebene, wofür wir die Lage der Ekliptik für irgend 
eine fixe Epoche nehmen wollen, erhalten, so wird man drey 
neue Coordin iten | a ^ einführen,, von denen % v in der Ebene 
dieser festen Ekliptik, und \ in der Linie der Nachtgleichen