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des Sciences de Saint-Pétersbourg. 
einer dieser Massen À untersuchen wollen, erhalten 
wir zuerst folgende analytische Ausdrücke der Accele- 
rationen längs zwei in der augenblicklichen Bahn des 
Kometen ee gegen einander senkrechten Axen, 
d’x Tate Hi HG 9 
dy W tE — 
Der Anfang der Écrinilés ist hier in die Sonne 
gelégt. Unter x, y sind die Koordinaten des zu unter- 
suchenden Kürpers verstanden. M ist die Masse der 
Sonne, #,, m”, etc. die der verschiedenen Planeten, 
deren Einfluss hier merkbar werden kann. Weiter ist 
+ 
ns (x, me x) dé (Y; He y), 
ZX, und Fr; sind die Sn er der Wirkung der 
‘stérenden Planeten, also 
a 
.3 .3 
J à; Tj 
UM Y LE 
ENT ART 
J J 
wo. die Bedeutung von ë; » 1; , 7; und A; aus der obigen 
Definition von X; und Fr: unmittelbar klar ist. 
Die Koordinaten x und y in den obigen Gleichungen 
werden wir gegen andere vertauschen, die für die 
jetzige Untersuchung bequemer sind. Wir denken uns 
desswegen einen Pünkt (x,, 7,), dessen Bewegung so 
_ beschaffen ist, dass die Bahnen von g,, p., ete. immer 
oder wenigstens in demjenigen Theil der Bahn, den 
wir hier zu untersuchen brauchen, von der Bahn dieses 
Punktes nur um einen so kleinen Betrag abweichen, 
dass die hüheren Potenzen des Abstandes zwischen den 
Punkten (&;, y;) und (x, y), Wenigstens vorläufig, nicht 
berücksichtigt zu werden brauchen. Es ist diese An- 
nahme eine so plausiblere, als die verschwindend klei- 
nen Kometenmassen die Einwirkung des Kometen nur 
dann mit der der Sonne vergleichbar machen künnen, 
wenn der Abstand ein sehr geringer ist. Wann und 
wie lange diese Annahme berechtigt ist, wird sich 
übrigens bei einer thatsächlichen Anwendung der Me- 
thode von selbst herausstellen, Die Bahn des betref- 
fenden Punktes (x,, y,) werden wir im Folgenden kurz 
mit dem Namen Referenzkurve bezeichnen. Wir setzen 
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Z = +9 Y =Y+h 
Ti = Lo +4) h= Yo + 
ü. 8. W. 
und mit Vernachlässigung hüherer Potenzen von g und 
h, erhalten wir hieraus folgende Werthe für r und A 
"à er$ [1 + 26980] 
FA 2 (659 + njh — 209 + Yoh) 
À; AE A5 [1 et ER sde P. ya | 
wo wir unter 7, und A,; die Abstände bis zum längs 
der Rdltoucoits beweglichen Punkte verstehen, d. h. 
) =149) 
À; Et (Ë; — To) + (n; Rene LE 
Aus den tue Werthen von r und à erhalten wir 
weiter 
SL _ af en mel 
= 
mal 1.67% CE KA mel 
und p, hat die 
= (9 — 9Ÿ + (, — Rÿ. 
Nach a dieser Werthe in (1), werden wir 
zur Bestimmung von g und k folgende Differential- 
gleichungen bekommen 
Fo? ro° 
dt? tr, 
— YNHWo — 
: p5 
dr ne 
Res le (h; — “ Pi 
Shnar a y 
wo 
= X,+0() A (a), 
Le) AS) 
und mit dem Index Null angedeutet wird, dass # und y 
gegen x, und y, vertauscht werden sollen. 
Die Wahl einer Referenzkurve steht uns noch frei, 
und zwar giebt es unendlich viele Methoden um ge 
an eine solche gestellten Bedingungen zu erfüllen. Von 
diesen scheint diejenige die natürlichste zu sein, die 
als Referenzkurve eine Bahn annimmt, die von dem 
Schwerpunkte des Systemes beschrieben werden würde, 
wenn man nur den Einfluss der Sonne berücksichtigen 
wollte,-oder auch dieselbe Bahn unter Berücksichtigung 
