Theorie der DreJiniig der Erde. 433 



Aus der Gleichung für 'f (/) folgt aber mit Vernachlässigung sehr kleiner Glieder 



^^j ={l+[(3.718731/^ + [3„5185]f^}f^J + [5„7757] <, -K f^^ 



^J =(H-[6.719]i,)ö] +[5„776]/J 



IdJÄ' 

 df-), " ■ ^ "'"'[df^), ' ''^"""'''[dtj, 



dty^ ~ \ dty^ ' 



wo die für t :^ t^ gültigen Werte von 'Jj und seiner Differentialquotienten mittels der ersten der Gleichungen 

 (96) zu berechnen sind. Durch Substitution der Werte der Differentialquotienten von cp in die Gleichung 

 für ( — <]j)t erhält man schließlich 



(1 00) (— •!/)-. = (5036 -95 + ■ 494 ^^ — ■ 00 1 /j) t 



— (1-071 +0'003gT;2 — 0-002 13. 



Die Differenz A^GE—A^T^E (Fig. 9) stellt die lunisolare Präzession der Schiefe der Ekliptik in der 

 Zeit t^ — ti bezogen auf die der Epoche 1850 + /j entsprechende Ekliptik dar. Um den Winkel A/V^E zu 

 erhalten, hat man in der Gleichung (41) i := t^^ zu setzen und auch für '|) und s' ihre aus den beiden ersten 

 der Gleichungen (96) für t^t^ folgenden Werte zu substituieren. IVIit Hülfe einer ganz ähnlichen Schluß- 

 weise, wie sie vorhin bei der Berechnung des Bogens EG aus der Gleichung (91) angewandt wurde, 

 ergibt sich ferner, daß man den Winkel ^2 G£ aus (41) erhält, wenn das in dieser letzteren Gleichung 

 explicite vorkommende ;=; /j gesetzt wird und für '|j und s' ihre aus den zwei ersten der Gleichungen 

 (96) für t=it^ sich ergebenden Werte eingeführt werden. Setzt man also 



z' + q, f, + q., t\ + p^ f, -{, + ;,2 ^2 ^ _ -_ q^ t, f^ =x(0, 



Li 



wo s' und '\ Funktionen von t sind, so ist A^GE — A{V-^E^ y (f^ + t) — x('i)- ^^^^ setze nun 



A^GE-A.T.E^iAs).. 



und kennzeichne die für t ^ t^ gültigen Werte der Differentialquotienten von y durch den angehängten 

 Index 1 ; es wird dann 



[dtj^ 2 [dty, 6 U^Vi 



Aus der Gleichung für ■/_ (/) folgt aber mit Übergehung unbedeutender Glieder 



dij^ \dtj^ " \dtj^ \dtji 



'■%={'^\-qj,m 



df^j, [dpj, ''\dt)^ 



d^\ ^/d^X 

 dfij, [dPJ, 



