206 WILHELM KLINKERFUES, 
N =, W — u — 2e cos } (w + u) sin 4 (w — u) 
ale : 
i r r r rr 2 4 ` far 
und da 1———e cosu, 1—-— =e cos u, also 2 t 2e cos 4 (Wu) cos 4u — u) 
a a | 
kt = ug u — u + RR sata . tang $ (w — u) 
als a 
Hieraus ergibt sich sofort mit Rücksicht auf (5) das Theorem von Lambert, 
dass, wenn in zwei Ellipsen von derselben grossen Axe die Summe zweier 
Radien Vectoren und die beide verbindende Sehne gleich gross sind, die Zeit 
welche in beiden Ellipsen gebraucht wird, den von den Radien Vectoren ein- 
geschlossenen Bogen zu beschreiben, auch gleich gross ist. Der Inhalt der 
Gleichungen (4) und (5) lässt sich auf folgende Weise kurz ausdrücken: 
Wenn in zwei Ellipsen die grosse Axe, die Summe zweier Radien 
Vectoren und die verbindende Sehne dieselben sind, so ist auch die Differenz 
der. excentrischen und die Differenz der mittleren Anomalien in der einen 
Ellipse so gross als in der anderen. 
Wenn in zwei Ellipsen die kleine Axe, die Differenz zweier Radien 
Vectoren und die verbindende Sehne gleich gross sind, so. ist:.auch die Dife- 
renz der wahren Anomalien und. die Differenz der excentrischen Anomalien 
in der einen Ellipse so gross als in der anderen. 
Lambert folgert aus seinem Salze, dass die in einer Ellipse mit der 
halben grossen Axe a, der Summe der Radien r + r’ und der Sehne k ge- 
brauchte Zeit sich durch ein bestimmtes Integral ausdrücken lässt, nämlich durch 
Jo v„ xdr 
’ Va 
ni der jetzt üblichen Bezeichnung der ne wobei u = Me. j 
r+r—+x | 
i . Für eine andere. grosse Axe muss dieses Üteg mit 
o 
einer Constante multiplieirt werden. Unter Vernachlässigung der Masse der 
Planeten. ist in unserem Sysiem 
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