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wo L = Länge des Kometenbahnperihels, gerechnet in der Kometenbahn von dem 

 aufsteigenden Knoten der Kometenbahn auf der störenden Bahn, K = Länge dieses 

 Knotens gerechnet in der störenden Bahn, J = gegenseitiger Neigung der störenden 

 und der gestörten Bahn, und /j = Länge des störenden Planeten in der Bahn. 

 L und K ergeben sich durch die Gleichungen : 



L = üj — K = 9,,+ ¥ 



wo (0 die Länge des Kometenperihels, gerechnet in der Bahn von dem aufsteigenden 



Knoten der Kometenbahn auf der Ekliptik, S^ die Länge des aufsteigenden Knotens 



der störenden Bahn auf der Ekliptik bedeuten und 0, ¥, J in gewöhnlicher Weise 



durch das Formelsystem : 



. J . ¥+0 . ß — Si . i + i'i 



sm^^sm — ^ — = sm — ^ — -sm ^ ' 



a — ß, . i — I, 



sin -pr cos — 4 = cos 



2 2 2 2 



J . ¥—0 . S — ß, i+i, 



cos sm — ^ = sin - cos 



J ¥—0 S— fii 



cos ^ cos — ^ — ^ cos — j: — - cos 



erhalten werden 



Für die in (16) vorkommenden Grössen etc. erhalten wir, unter Beachtung 



,_,,.. ,, , ^ er A:esiny , dv kVp 

 der Relationen p = r (1 + e cos v). -^^ = = — und ^= = f- : 



^ ^ ^ öl yp öT r^ 



jj= -_ [e sin L 4 sin (L + v)] 



Bti Ic 



^ = = cos J Fe cos L + cos (L + v)'] 



dT yp "- I V I ;j 



dz k 



^=, = = sin J [e cos L + cos (L -|- v)] . 



öl yp 



Unter der Voraussetzung, dass wir bei der Berechnung der Störungen jetzt von 

 der Abweichung der Kometenbalinexzentrizität von der Einheit absehen dürfen (die 

 hierdurch vernachlässigten Grössen sind, wie numerisch leicht zu zeigen ist, in den 

 wirklich parabelnahen Fällen vollständig verschwindend), ziehen sich diese Gleichun- 

 gen folgender Weise zusammen: 



ooß Ic 



2 -^ sin (L + ''ä V) cos '/s v 



Vp 



ÔT 



^^ 2^cosJcos(L + i/3i;)cos'/2i; (18) 



er 



Vp 



8T 

 woraus sich dann ergibt: 



dz k 



— 2 -^sin Jcos(L + ^i-iv) cos '/ai; 



Vp 



