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so kann man (2) auf eine sehr einfache Form bringen. Bezeichnet man 

 zu diesem Zwecke der Einfachheit wegen allgemein: 



db ^ da r TT 



so geben zunächst die Definitionsgleichungen für den Schwerpunct: 



v,y; [x' ij ] = :Em {x y^ — M\I Y\ 

 ^i»o [Xo ^o'j = ^ '"o [^0 Po] - ^0 [^0 Y^] 

 Nach (2) haben wir also: 



^m [x y\ — ^ »^0 {< ^o'] = ," [5' '^] -M{IY]-^ M, [r,, Y,] 

 Nach leichten Zwischenrechnungen findet man aber für die rechte Seite 



Wir haben demnach: 



„ / /dy ,dx'\ „ / fd^in ,dXf.'\ M^ [ -/din id^\ 



2m[x^-y -^)^Zm,(x, -^ - y, ^) = fc -^f {^ jf - '1 j^) 



Das erste Glied enthält die Coordinaten in Bezug auf den neuen 

 Schwerpunct der Gesammtmasse, das zweite in Bezug auf den Schwer- 

 punct des Körpers vor dem Zusammenstoss , während rechts die Coor- 

 dinaten des auffallenden Massentheilchens // in Bezug auf den ursprüng- 

 lichen Schwerpunct des Körpers vorkommen. 



Von einer weiteren Untersuchung des Einflusses auf die Rotation 

 auf Grund der letzten Gleichung soll abgesehen werden, weil eine Auf- 

 forderung hierzu durch die Beobachtungen bisher nicht erfolgt ist. In- 

 dessen ist es äusserst leicht auf Grund der bekannten Theorie der Rotation 

 der Planeten, die Veränderung der Rotationsaxe im Räume und im Planeten- 

 körper abzuleiten. Diese Veränderungen werden aber voraussichtlich stets 

 minimal sein, da die kosmischen Massen sehr klein sind und nahezu in 

 symmetrischer Vertheilung auf den Planetenkörper auffallen. 



Die Bewegung der kleinen Massen gegen einen Planeten kommt 

 mit der geocentrischen Bewegung eines Meteors überein, welche von 



Abh. d. II. Cl. rl. k. Ak. d. Wiss. XVII. ßd. II. Abth. 61 



