EN DE BEWEGING DER AARDE OM HAAR ZWAARTEPUNT. 19 



kleine as; onderstelt men nog dat zij uit homogene lagen bestaat^ vvierdigt- 

 heid naar zekere wet verandert, dan zal het verschil der hoofdniomenlen van 

 traagheid, wier assen in het vlak van den evenaar liggen, zeer gering zijn, 

 en als men de as dor omwentelings-ellipsoïde voor OCas aanneemt, is dan 



A = B en C > A, 



waardoor men voor do bewegings-vorgelijkingen om hel zwaartepunt, met bij- 

 voeging van de versnellende koppels der attractie, heeft: 



A ^ + (C-A) qv^-p (6) 



a t 



^T,- (^-^) 7"- = Q . 



a t 



dr 

 C — = U; 

 clt 



waarin nu P en O uit de som van zoo veol gelijksoortige termen beslaan 

 als er aantrekkende hemeliigchamen beschouwd worden. Hiervoor komen 

 alleen in aanmerking de zon, wegens hare aanzienlijke massa, en de maan 

 wegens haren geringen afstand, terwijl de overige planeten, wegens haro 

 geringe massa en groote afstanden, van geen merkbaren invloed zijn. 



Bij die vergelijkingen moeten nog gevoegd worden^ als men korlheids- 

 halven de differentiaal-quotienlen ten opzigte vanden tijd door d,'/' — d^^f — 

 voorstelt : 



p = Sin. S Si?i. (f d/ji — Cos. (fdfi (7) 



q = Sin. 9 Cos. (f d^ip -\- Sin. cp d,0 



T = f/^fp CoS.(} (7,1/1 



Wordt nu het vlak, dal op zeker tijdstip het vlak der ecliplica is, voor vast 

 x\j vlak aangenomen, dan is «e de lengte van de lijn der nachteveningen, 

 geteld in de legengeslolde rigting van do jnarlijksche beweging der aarde, 

 van af zekere vaste lijn in het x\j vlak, en s de helling van den evenaar op 

 de vaste ecliplica of de schuinsheid der ecliptica. 

 Uit do derde vergelijking (G) volgt onmiddellijk 



r = Constant = n , 



dat is, de hocksnolheid der aarde om de as van haar grooistc moment van 

 traagheid is onveranderlijk. Daar blijkens de waarnomingen deze as nage- 

 noeg Ie zamcn valt met de as der daj^elijkseho beweging, zal n, op vcm- 



;!7* 



