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gegeben waren, sind nach dem Zusammenstosse mit dem Massenpuncte ,« 

 gegeben durch 



^«(4-? " y'-i) = ^».(^«'^-.'/«-^) + " 011 - "% (^) 



wo dann ^»i ■= 2mQ-\- lui ist. 



Es soll zunächst (1) anders geschrieben werden. Bezeichnet man: 



^ (dx\ dx dx^ 



m = m,, -|- (I 

 und analog für die andern Coordinaten, so hat man 



Ulx \ i-i /di dx„ 



^/«f \_ A' /«l dx„ \ 



\dt) m\dt dt } 



\dt) m\dt dt) 



.(cU\_ l-i (dj: _ rf£o\ 

 \dt }~ m\dt dt J 



woraus sich ergibt, dass nur die relative Geschwindigkeit gegen den 

 Schwerpunkt des Körpers vor dem Zusammenstoss eine Rolle spielt. Wenn 

 nun ein Planet (m) in einen Strom discreter Massenpuncte, d. h. also in 

 ein System planetarisch bewegter kleiner Massen, eintritt, so werden eine 

 gewisse Zeit lang in continuirlicher Folge Zusammenstosse und eine Ver- 

 mehrung der vorläufig als punctförmig zu betrachtenden Planetenmasse 

 m stattfinden. Sieht man weiter, was stets erlaubt sein wird, von der 

 Anziehung ab, welche Sonne und Planet durch die kleine Masse erfahren, 

 so wird man das in (1) benutzte Coordinatensystem in die Sonne legen 

 dürfen, weil nur die relative Bewegung der auffallenden Massentheil chen 

 gegen den Planeten in Frage kommt. Bezeichnet dann /' die Masse, welche 

 in der Zeiteinheit auf den Planeten fällt und beachtet man, dass für 

 eine sehr kleine Zeit dt das Zeichen J in das Differentialzeichen d über- 

 geht, so kann man die Gesammtbeschleunigung, welche der Planet in der 

 Richtung einer Coordinate z. B. der a^-Coordinate erfährt, leicht berechnen. 

 Diese besteht in jedem Zeitmoment aus zwei Theilen. Zunächst bewirkt 

 die Anziehung der Sonne in üblicher Bezeichnung die Beschleunigung 



