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die uiclit wieder herausgehen, sondern mit der Zeit zugleich wachsen. Der 

 Ueberg-ang- auf neue osculirende Elemente ändert hieran natürlich nichts. 

 Desshalb ist die Genauigkeit dieser Rechnungsart wohl nur als eine dem Zeit- 

 intervalle nach begrenzte anzusehen, und, wenn auch für einige Jahrzehende 

 ausreichend, doch nicht mehr befriedigend, wenn es sich um grosse Zeit- 

 räume handelt. 



Dieser Nachtheil ist unzertrennlich von der Anwendung der mechani- 

 schen Quadraturen; er wird aber Avesentlich verringert, wenn man die Stö- 

 rungen nach zweckmässig gewählten Polarcoordinateu ermittelt. Es hat in 

 diesem Falle keine SchAvierigkeit, mit gleicher Strenge zu rechnen, wie 

 Enckes ]\lethode sie zulässt, und im Uebrigen zeigen die Quantitäten, mit 

 denen mau operirt, einen gleichmässigern Gang, der eine grössere Sicher- 

 heit der fortlaufenden Additionen gewährt. Ich habe indess bisher nicht von 

 der Enckeschen Methode abweichen wollen, einestheils um einmal angefangene 

 Rechnungen nicht unterbrechen zu müssen, anderntheils um des Gebrauchs 

 der bequemen, Zeit sparenden Coordinatentafeln, wie sie gegenwärtig publi- 

 cirt werden, nicht verlustig zu gehen. Sollte aber späterhin eine Wieder- 

 holung der bisherigen Störungsrechnungen sich als wünschenswerth heraus- 

 stellen, so glaube ich in solchem Falle der Berechnung nach Polarcoordi- 

 nateu den Vorzug geben zu müssen. 



Die Ermittelung der absoluten Störungen, die in neuerer Zeit immer 

 mehr bei den kleinen Planeten zur Anwendung gekommen, ist allerdings frei 

 von dem besprochenen Mangel. Es würde indessen eine äusserst weitläuf- 

 tige und mühsame Arbeit sein, bei einem Planeten, der wie Themis inner- 

 hall) kurzer Intervalle Störungen von mehreren Graden in heliocentrischer 

 Länge erleidet, die nöthigen Entwickelungen so Aveit auszudehnen, dass die 

 vernachlässigten Glieder die Sekunde nicht merklich überschreiten, und eine 

 so grosse Genauigkeit Avird man doch beanspruchen müssen, wenn man aus 

 der AbAveichung der Theorie von den Beobachtungen auf die Masse der 

 störenden Planeten schliessen will. 



Bei den nachstehend aufgeführten Rechnungen sind für Jupiter und Sa- 

 turn die Massen nach Bessel angenommen, nämlich: 



Jupiter m = j^^^ 

 Saturn m' 



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