178 R. VON KÖVESLIGETHY. 



so werden z. B. im Falle n = die Grenzbedinsnmgen für die- 

 Gleichungen (10) an der Oberfläche des Kernes : 



»i = 1 , für g = q = q 



#,= 1, ^ = (»=>o 



#; = !, £ = P = Po> 



während für die äussere Oberfläche, wie früher die Bedingung 



# si = #, i = o für yWT~n 2 = v 



b . 



r-, 



& : = für t = 



besteht. Hieraus folgt: 



O o 



= E + F(l— a)~ % — | q 2 (1 — «)' 4/: 



(38) 



und ganz ähnlich gebaute Gleichungen, wenn man aus dem Falle 

 n = 1 der Gleichungen (20) ausgegangen wäre: ~ 



1 = j_ sin gPo _i_ ^g cos gPo i 3fl,2r i 

 (ZPo 2?o 2 2 c p ö'ö o 



jL = ^ sing po , jj cos g ?0 



n _ , sin 2 (1 — • cc)~ V* -p cos g (1 — a)-^ ■ .3w 2 rj ' ( 39 )' 



(J A. n — ~T~ -E* : TT — H i TT 



q (1 — «)- A g(l — a) - A 9. c p0 d Q 



= C sin g ( 1 — g ) 2/3 i J) cos q (1 — a:f /3 

 2 (1 — a) 2/3 2 (1 •-— «) 2/3 



Diese Gleichungen genügen zwar zur Bestimmung der auf- 

 tretenden Integrationsconstanten, bedingen aber keinen Zusammen- 

 hang mehr zwischen den ursprünglichen Grössen des Problems. 

 Weltkörper mit dem minimalsten festen, flüssigen oder hohlen 

 Kerne bilden daher keine Classen mehr, sondern jeder für sich 

 stellt ein in seinen Abmessungen und seinen Zustandsgrössen ganz 

 selbständiges Einzelwesen dar. Dieser Unterschied ist jedenfalls 

 für manche planetarische Nebel von Wichtigkeit. 



