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sen, wenn auch Lagrange sie schon ausgesprochen, doch zuerst eingeführt 
zu haben das Verdienst hat. Man hat demzufolge 
(D) NA" .30 =g9, W =x’— 6°; 
für die Anfangs-Epoche. Dagegen 
(E) Tr=w—-(r—2) Ba ER, v—=ywn—7, 
dt dt 
für die jedesmaligen gestörten Werthe. Der Werth von = ergiebt sich aus 
den bekannten Formeln für die Variation der Constanten. 
Für die folgende Darstellung bedarf man noch einiger andern For- 
meln aus der Betrachtung der Variation der Constanten, die ich deshalb hier 
als bekannt voraussetzen und zusammenstellen will. Um mich dabei Han- 
sen’s Bezeichnungen zu nähern sei 
Pi Sul je. Alt 
5% = 7 Bye) 
On ky(i+m) Fr ky(i-+-m) 
Be vr a Vr 
wo p°,p den halben Parameter für die bestimmte Zeit (° und die jedesma- 
lige £ bezeichnet, so wie k? die Sonnenmasse und mk? die Masse des ge- 
störten Planeten. Zerlegt man dabei die störende Kraft in drei andere, die 
erste in der jedesmaligen Ebene der Bahn in der Richtung der Verlängerung 
des Rad. vect., positiv genommen wenn sie den gestörten Planeten von der 
Sonne entfernt, sie möge A heifsen, die zweite in einer Richtung senkrecht 
auf den Rad. vector in der jedesmaligen Ebene der Bahn, positiv genom- 
men im Sinne der Bewegung, so dafs sie den gestörten Planeten nach der 
Seite hinzieht, wohin seine Bewegung geht, sie heifse S, die dritte senk- 
recht auf die jedesmalige Ebene der Bahn positiv genommen wenn sie den 
gestörten Planeten dem Nordpole der Grundebene der Ekliptik oder des 
Äquators nähert, sie heifse /W, so sind die sämmtlichen Formeln die man 
aus der Theorie der Variation der Constanten bedarf die folgenden, welche 
man mit ganz unbedeutenden Reduktionen in den hier gebrauchten Zeichen, 
unter andern auch im Berliner astronom. Jahrbuche für 1855 pg. 351 und 
361 findet 
(G) dlgh h 
Me 
dt k?(1+- m) 
de h 
Bi P : ZEN 
= — k’G-+m) (+ —)cosv+e)rS+ = sinurA} 
