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Der Maximalwert des von v abhängigen Teiles ist wenig von der Einheit verschieden; 



4p 5 



gibt aber — wieder die Verhältnisse der Erosbahn vorausgesetzt — • 0000 0000 283, es kann also diese 



Substitution ohneweiters vorgenommen werden. 



Ebenso kann man im letzten Glied 



J _L — __ 3 Ar 



setzen, da der Fehler von der Größe 



& x [dr\* s 2 & 4 . _ 



— • — — = sm^ v cos v (1 + s cos v)' 



4 r 5 \dt) 4p h 



ist, wofür sich ein Maximalbetrag von nicht ganz fünf Einheiten der zehnten Stelle ergibt. 



Man hat also schließlich 



T / k 2 1\ k 2 Ar 



Ax — l f[l • — M x — . 



\ 12 r*J 4 r 4 



Da ähnliche Überlegungen für die beiden anderen Koordinaten gelten, so kann man für jeden Werthe- 



komplex derselben die zugehörigen Inkremente auf die Koordinaten für das nächste Zeitargument finden, 



vorausgesetzt, daß Ar bekannt ist Man könnte die Bestimmung dieser Größe aus den Inkrementen der 



k 2 

 Koordinaten selbst vornehmen. Man wird zunächst des Faktors — wegen Größen zweiter Ordnung kon- 



4 



form den früheren Überlegungen unterdrücken und demgemäß setzen können 



rAr — xhx-hy Ay + z A z. 



Hat man 



k 2 



1 \ k 2 Ar 



1 



■ — H x — 



12 



r 3 4 r 4 



Ax = % 1- 



Tjf r k 2 1 \ k 2 Ar 



Ay — l f y \\ • — h jv — 



^ 12 r 3 4 r 4 



/e 2 1 \ k 2 Ar 



% 1 • — +— 2 — 



12 r 3 / 4 r 4 



so folgt unmittelbar 



{ 4 r*) y \ 12 H 



oder bei Unterdrückung irrelevanter Quantitäten (mit Rücksicht auf das Vorkommen von Ar in Ax) 



rAr — x l f x +y l f y + *%■ 



Es ist zu bemerken, daß man von Ar nur noch die fünfte Stelle zu berücksichtigen braucht. 



Obwohl nun A r auf diese Weise unmittelbar aus den in der Koordinatenrechnung vorkommenden 

 Größen gefunden werden kann, so ist dieser Vorgang rechnungsmäßig eigentlich unpraktisch, da bei den 

 hier in Frage kommenden Planetenexzentrizitäten Ar eine wesentlich kleinere Quantität ist, als die ent- 



