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den Fall der relativen Bewegung um die Sonne, wenn wir nur im zweiten Teil der 

 Störungsfunktion die Koordinaten des störenden und des gestörten Körpers ver- 

 tauschen. 



Wir haben also, wenn wir im Folgenden Alles auf den Schwerpunkt des Systems 

 ,,Sonne-störender Pianet" beziehen wollen, für die Störungsfunktion den Ausdruck: 



^■^i + yj/i + zzi' 



R 



oder 





(9) 



wo X y z die Koordinaten des gestörten, m^ x^ y^ z^ die Masse und die Koordina- 

 ten des störenden Körpers bedeuten und 



p = {(x-x,Y + (y-y,Y + {z-z,Yf'' 

 oder /> = [r2 — 2rrj cos(? + ri2]'/2. (10) 



In dem Falle, der für uns die Hauptrolle spielt, wo der Komet sich weit aus- 



1 r 



serhalb der störenden Bahn befindet, lässt sich nach Potenzen von — entwickeln : 



P '- 



^ = | + ^cos^ + ';^(-| + |cos^<.)+^(- 

 I '■i*/3 15 , , , 35 , .\ , r 6/ 



cos 



cos» (/> 



(11) 



cos 



35 



cos' 



63 



cos 5 



)+., 



Das Glied -^ cos ø hebt sich gegen den zweiten Teil der Störungsfunktion auf, 



und das erste Glied rechts in (11) wird von der Störungsfunktion abgetrennt, wo- 

 durch die Bewegungsgleichungen: 



X 



die folgende Form erhalten : 



dP 



d^ 



df2 



d7^ + ^ r3 



dR 



' " r' dx 

 r^ üy 



(12) 



dR 



êz 



^ + r-(i + «.jj 



dR^ 



ex 



S + ^Ml+nMi-l» 



dt"" 

 d^z 

 dP 



(13) 



+ /cMl + "h)^ = ^^-' 



dz 



wo fij -= k- m^ I \ cos 1 , 



also : K, = k-m, I -V I — ^ + „ cos= 



Iso : R, = t^m, ^V (~^+2 ''°'' *^) + 'r^ (^ | *="" *^ + 1 *'°'' *) 

 + ^ (I - ^ cos2 ä» + ^1 cos W^ j + '^^^ ( ^ cos (î5 - Ç cos3 r/> -I- ^1 cos5 (?) + 



(14) 



