Für die Epoche #, -- 9300 erhält man: 
N el 
NE EAN 
BED ur 162857 
ee REN 2 
Hier ist also die Epoche, wo die Annäherung der zwei Plane- 
ten in der Vergangenheit stattgefunden hat. Diese Epoche ist von 
DE OA QE AAN, a 1431, 
der jetzigen viel weiter entfernt, als die entsprechende für die Zu- 
kunft. Dieser Umstand ist leicht zu erklären. Die Geschwindigkeit 
der Bewegungen der Perihelien ist ungefähr zweimal größer, als 
die des gemeinsamen Knotens. Wenn wir also von der jetzigen 
Epoche aus rückwärts gehen, finden wir leicht. daß das Perihel der 
Erosbahn sich dem gemeinsamen Knoten nähert. Dann erreichen 
die Radien-Vektoren der Erosbahn auf der Knotenlinie ihre Grenz- 
werte und der Unterschied zwischen Mars- und Eros-Radien ist 
natürlich sehr groß. Erst nach dieser Epoche wird der Unterschied 
sich verringern und deswegen liegt in der Vergangenheit die kritische 
Epoche entfernter. Um sieh dieser Epoche zu nähern, werden wir 
nicht mehr so viel intermediäre Epochen annehmen, wie für die 
Zukunft. weil es sich in dem früheren Falle gezeigt hat, daß die 
säkularen Störungen sich mit der Zeit wenig ändern. 
Berechnen wir für die Epoche #, — #600, die in der Mitte der 
Epoche der größten Annäherung liegt. die sikularen Störungen und 
suchen wir dann wieder die Annäherungsepoche. 
Für die Epoche f, — 4600 findet man die Elemente: 
er Sl 390297 1023830795 261047 
Le 6 CO om) Mo = ME I 
Die Länge des gemeinsamen Knotens wird @,,, — 252025 sein und 
die Radien-Vektoren r,— 1691. r,— 1388. Die Marsstörungen 
sind, wie gewöhnlich, nach der Gauß-Hill’schen Methode berechnet 
und die Resultate auf der Tafel VIII zusammengestellt. 
Aus diesen Resultaten ergeben sich folgende Säkularstörungen: 
de dr , à di 
== = "053: = — 009110 — — — OU: 
FL. 1.0:05328 =, 065116 an 0:06021 
do} PRE 
= [IR — — (070730 
Bulletin III. 6 
