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Wäre nun R =^ 0, so würde die elliptische Bewe- 

 gung diesen Gleichungen genügen. Sei derselben w^erden 

 die Coordinaten x, y, z des betrachteten Planeten durch 

 die Zeit t und die sogenannten sechs elliptischen Con- 

 stanten oder Bahneleraente ausgedrückt. Bei stattfinden- 

 der geringer Störung kann man nun die für die rein el- 

 liptische Bewegung geltenden Gleichungen zwar beibehalten, 

 aber zugleich die vorhin genannten sechs elliptischen Con- 

 stanten variiren lassen, wie es die jedesmalige Ellipse er- 

 fordert , welche der Planet zu beschreiben im Begriffe ist, 

 wenn er einzig der Wirkung der Sonne überlassen bliebe. 

 Die Variationen dieser sechs Constanten sind es nun, 

 welche bei passender Wahl derselben sich auf höchst ein- 

 fache Weise durch Diflferentialcoefficienten der störenden 

 Funktion R ausdrücken lassen , die in Beziehung auf die- 

 selben richtig gewählten Constanten genommen sind. 



Es bezeichne: 

 a die halbe grosse Axe der veränderlichen Ellipse, 

 rj die mittlere Anomalie, welche man für den Anfangs- 

 punkt der Zeit voraussetzen muss, um daraus den 

 gegenwärtigen Ort des Planeten in derselben Ellipse 

 herzuleiten, 



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h die doppelte Flächengeschwindigkeit, so dass -^hdtden 



Inhalt des während des Zeitelements dt vom Fahr- 

 strahl r beschriebenen Flächenelements angiebt, 

 pdt, p'dt, p^''dt die während des Zeitelements dt erfolgen- 

 den momentanen Drehungen eines beweglichen Sy- 

 stems dreier unter sich senkrechter Axen, von denen 

 die beiden ersten resp. nach dem Nordpol der Bahn- 

 ebene und nach dem Perihel gerichtet sind, und die 

 dritte der wahren Anomalie von 90° entspricht, um 

 diese drei Axen selbst. Die genannten Drehungen sol- 



