Ephemeridenrechnung mittelst numerischer Integration. 23 



Das in l f I a sonst noch berücksichtigte Glied H f l (a) kann für diese Ausgangsepoche 



(d 3 r\ 

 wegen j — =0 nur ein sehr kleiner Betrag sein, der kaum Anlaß geben wird, eine Neubestimmung von 

 dt 3 Jp 



l f\a vorzunehmen. 



2 ' 



III. 



Der Gang der Rechnung stellt sich also folgendermaßen: 



Man bestimmt zunächst den Abstand A^ der nächsten Epoche vom Perihel und die Größen 



c = —, v=— (l+3e), 



q 2 q 3 



woraus 



und weiter die Ausgangswerte 



\ 2J «W 2 UWo 



co 2 12 U' 2 



folgen. Aus den beiden letzteren erhält man unmittelbar ll f (a + cd), womit nun das angegebene Verfahren 

 begonnen wird nach dem Formelsystem 



,, p-cö 2ll f 



F—k 2 



6II/-3 



O) 611 / 



ld 2 r\ 

 log — = log/O + tu) =logF + 0-0362 o) 2 v 



12 rf* 8 



woraus wieder ^(a + 2 w) und damit r für dieses nächste Argument erhalten wird, wobei nur zu 

 bemerken ist, daß hier und bei den weiteren Fortsetzungen die Größe v bestimmt wird aus 



f 1 



ü> 21 / 



Es soll noch hervorgehoben werden, daß zur Bestimmung von F unter allen Umständen eine fünf- 

 stellige Rechnung genügt. 



Dieses — wie man sieht, sehr einfache — Verfahren der sukzessiven heliozentrischen Distanzen 

 wird besonders im Falle großer Exzentrizitäten eine wesentliche Abkürzung der Rechnung bedeuten. 



Es soll dasselbe nun an einem Beispiel gezeigt werden. Ich wähle dafür die Erscheinung 1892 des 

 periodischen Kometen Winnecke, dessen Exzentrizität von über - 7 die Auflösung der Keppler'schen 

 Gleichung schon recht unbequem werden läßt, andrerseits aber selbst in der Nähe des Perihels noch 

 keinen Anschluß an parabolische Verhältnisse gestattet. 



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