36 T. N. Thiele. 



Og elimineres her imellem u^ Ondes: 



-— = — sin r -\ - (^0 t^ + a-^eo ^' + 2 2V0 *• • ~f • • 

 SV s " 



s — a 



^j , ( 2 '2 4 ^ 1^ 7 -^ o "^ 1^ 



+f-^/..h^+ 



Naar Banen er cirkulær, vil man da altid have nok i første Led 

 af denne Kække, og ligesaa overhovedet saalænge Mellemtiderne 

 ikke ere saa store, at n (der tilnærmelsesvis er Differensen i 

 sand Anomali, i sin ote (eller dog 4de) Potens kan gjøre sig 

 gjældende trods den formindskende Faktor ^ — . Altsaa sætter jeg 



^1,2 = -s?, 2 sin {h{t2 — ^1) s'^i) K (4) 



Det er paa denne Ligning, at jeg ønsker at henlede Op- 

 mærksomheden. Jeg foreslaar at benytte den, indsal i Lig- 

 ningerne (1), som Definition paa den Tilnærmelse til Stjernens 

 Bevægelse, som jeg tror, at man overfor Baneberegninger vil 

 staa sig ved at sætte i Stedet for de Kepplerske Love. 



Grundtrækkene i Beregningen af en Planets Afstande ville 

 da være følgende. 



1 første Hypothese antages alle 3 Afstande fra Solen at 

 være indbyrdes lige store, og sættes f. Ex. til r = 3.8, naar 

 Stjernen formodes at høre til Asteroidernes Gruppe; i de senere 

 Hypotheser sættes ri, ^2 og rs, saaledes som de faas fra forrige 

 Hypothese eller ved Interpolation fra et Antal af de foregaaende. 

 (At der formelt gjøres Hypothese om saamange Tal som 3, be- 

 høver ikke at nødvendiggjøre Gjennemregningen af det fulde 

 Antal af 4 Hypotheser.) 



^) 1 den Tid, i hvi]|\en jeg paa Grund af Sygdom har maattet opsæUe denne 

 Meddelelse, har denne Ligning ved Hr. J. Kleiber's Meddelelse i Astro- 

 nomische Nachrichten tabt noget af sin Nyhed og Interesse. 



