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(5'vl)of)img ber mittleren Sa^re^ ^ ^eni^eratur trürbe faum 

 mef)r alö einen @rab beö ^unbevtt^eiligen ^f)evincmeterö be^^ 

 tragen. 2^ S3iot nimmt jtvar auc^ nur enge ©renken in ber 

 nlternirenben ^eranberung ber (Schiefe ber ©fliptif an, \)ait 

 €6 akr für rat^famer fie nicbt an beftimmte S^'^^j^^n ju feifelm 

 »La diminution lentc et söculaire de l'obliquit^ de Töclip- 

 lique«. fagt er, »offro des ^tats alteniatifs qiii produisent 

 une oscillation 6ternelle, coniprise entre des limiles fixes. 

 La tlieorie n'a pas encore pu parvenir ä d^terniiner ces 

 limites; inais d'apres la Constitution du Systeme planetaire. 

 eile a demontr^ qu'elles existent et qu'elles sonl tres peu 

 etendues. Ainsi, ä ne considerer que le seul eflPet des 

 causes consiantes qui agissent actuellernent sur le Systeme 

 du monde, on peut affirmer que le plan de l'^cliplique 

 «'« jamais coincide et ne coincidera jamais avec le plan 

 de l'equateur, phenomene qui, s'il arrivait, produirait 

 sur la terre le (pr^tendu!) printemps perpötuel.a 33iot, 

 Traite d*Astronomie physique. 3'"^ ed. 1847, 

 T. lY. p. 9L 



2Baf)renb bie t)cn S3rablev entbecfte 9hitation ber ©rb^ 

 ad^fe lU^ \)ün ber ß-imxnrfung ber Sonne nnb beö @rb* 

 Satelliten auf Ht abgeplattete ©eftalt unfereö ^slanetcn ah'- 

 l)ängt, ift \)<\^ ^muiy.wm unb 5Ibnel)men ber Schiefe ber 

 ©fliptif '^k gclge ber \?eränberlfc^en Stellung aller Planeten, 

 ©egenwärtig ftnb biefe fo in^rt^eilt, bafi if}re ©efammt^ 

 iV'irhmg auf bie (5rbbal)n eine 33erminberung ber Sdbiefe 

 ber (£!liptif l)erl^ürbringt. Se^tere betragt je^t nad^ 33e|fel 

 jäl}rli(^ 0",457. ^'^ac^ bem Q3erlauf i^on inelen taufenb 

 Sauren unrb bie !2age ber ^}lanetenbal)nen unb il)rer iinotcn 

 CDurc^fc^nitt^punfte auf ber (Sfliptif) fo i^erfc^ieben fein, baß 



