12« 



in n n r R n dt ,,"', p RAt 



HďíV 



Integrační stálá M jest epochou na začátku vyšetřeného po- 

 hybu; úkon R jest určen rovnicí (55). 



Hledáme-li polohu hmotného bodu v problému tří těles, t. j. 

 jeho souřadnice x, y, z v určitou dobu, stanovíme pro tuto dobu 

 nejprve elementy dráhy elliptické dotýkající se v onu dobu dráhy 

 skutečné. Elementy ty jsou určeny veličinami A, B, C, D, . . . E, M, 

 jež vypočítáme pomocí rovnic (36), (42), (43), (44), (57). 



Na to vypočítáme nejprve r na základě začátečních (stálých) 

 elementů nerušeného pohybu (a , e , p ), ale pomocí epochy 

 M vypočítané pro čas í; výpočet provedeme jako při obyčejném po- 

 hybu elliptickém pomocí rovnic (56) a (55). Rovnice (37) a (40) 

 určují pak pro týž čas t veličiny s a q, od kterých přejdeme ku 

 hledaným veličinám x, y, z pomocí rovnic (45) neb (48). 



Můžeme tudíž vypočítati průvodič r tak, jako by 

 náležel ku nezměněné(nerušené)ellipse, avšak se změ- 

 něnou epochou, pohybující se bod leží však na ellipse 

 co do rozměrů, tvaru a polohy proměnlivé. 



Nezdá se, že by methoda tohoto posledního odstavce v prak- 

 tickém ohledu*) zasluhovala přednost před methodou prvního po- 

 jednání mého, doplněného druhým odstavcem této práce. Za to 

 poskytuje však velmi jasný názor o duchaplné koncepci Lagrangeově, 

 ovariaci konstant; žádným jiným způsobem nezjednáváme si tuším 

 tak názorně a bezprostředně představu o pohybu problémem tří těles 

 podmíněném, a kdyby se tudíž methoda zde podaná v praktickém 

 ohledu neosvědčila, měla by vždy svou cenu vzhledem ku vyučování. 



K ) O praktické ceně method v problému tří těles užívaných, t. j. o snadnějším 

 neb nesnadnějším upotřebení na problémy astronomie nelze a priori roz- 

 hodovati ; tu nutno provésti zvláštní rozbor, který sobě též vzhledem ku 

 své methodě vyhrazuji co úkol pozdójší doby. 



