ÖFVERSIGT AF K. VETENSK.-AKAD. FÖRHANDLINGAR 18 84, N:0 6. 25 



och häraf synes, att hos någon planet med kortare omloppstid 

 än Saturni, denna del af apsidrörelsen ej kan bemärkas eller 

 med säkerhet påvisas, äfven om iakttagelserna sträcka sig öfver 

 ett sekel. 



Den del af Merkurii apsidrörelse, om hvars förklaring man 

 ännu ej enat sig, är, enligt Newcomb, 0",43 årligen; och då 

 Merkurbanans halfva stora axel är: 0,387 1, så finner man: 



K^ = 0",0491 



Detta är en ingalunda obetydlig qvantitet; beräknar man 

 med densamma apsidrörelsernas sekulära belopp hos Venus och 

 Jorden, så framgå talen: 15",2 och 4",9. Dessa tal skulle ovil- 

 korligen motsäga den förutsättning, som ligger till grund för den 

 ofvan härledda formeln, om icke Venusbanans och Jordbanans 

 excentriciteter vore så små, att inflytandet af måttliga fel i ap- 

 sidriktningen blir helt obetydligt på planeternas orter. 



På grund af den, medelst iakttagelser bestämda apsidändrin- 

 gen kunna vi beräkna tätheten inom den hypothetiskt förutsatta 

 sferoiden, dervid vi dock ännu måste göra våra förutsättningar 

 i afseende på dess dimensioner, alldenstund apsidrörelsen ej lär 

 oss något annat än skilnaden emellan sferoideus inertiemoment. 



Vi erhålla emellertid först och främst, under beaktande af 

 att Merkurii årliga medelrörelse är: 5381016", 



Log^ = 1,60113 — 10 



Vi antaga nu, att den attraherande sferoiden är en homogen 

 rotationsellipsoid, hvars axlar må betecknas med A och C, dervid 



A > C; 

 vidare sättes 



Betecknas slutligen sferoidens massa med m, så äi, under för- 

 utsättning att l"^ väsentligen understiger enheten, 



^) Om en pnnkts rörelse i ett eqvatorsplan, p. 8. 



