235 



zonder wrijving. Als deze verondersteld wordt in rust te zijn, moet 

 men stellen 



Tü = — 9U V » 7 ' 4 4 = 044 00' 



waar p de druk in de wereld materie is. Ik vind dan 



* = **(£?- i 



en, tot de eerste orde in «, voor de coördinaten r, if?, Q-: 



cos 2 x 1 



/? = - y = a 



\ /t! sin / it 



a / a 



x Po = 2A - 3 — =2/. ( 1 — 4- 



De grootheid a/# is van de orde van 10" 20 . 



Voor x= è ^ wordt dus y = 0, en voor / = 'n zou y = ao worden, 

 even als in de benaderde oplossing (16) waarbij p verwaarloosd werd. 



Voor de planeten-beweging moet men tot de tweede orde gaan. 

 Ik vind een periheel-beweging ten bedrage van 



tfto — — | A a 2 nt (19) 



die natuurlijk geheel te verwaarloozen is wegens de kleinheid van 

 X a 2 . In mijne vorige mededeeling : ) werd geen periheelbeweging 

 gevonden. Dit is toe te schrijven aan het feit dat daar de waarden 

 T h ,? gebruikt werden in de wereldmaterie, dus de druk p verwaarloosd 

 werd. De periheel-beweging (19) kan dus opgevat worden als voort- 

 gebracht door den druk dien de wereldmaterie uitoefent op de planeet. 

 Zij zal geheel verdwijnen wanneer wij veronderstellen dat in de 

 onmiddellijke omgeving der zon de wereldmaterie ontbreekt. 



12. In het stelsel B zijn voor q = o, = 0, dus buiten de zon, 

 de vergelijkingen van elkaar afhankelijk, en kunnen dus geïntegreerd 

 worden. 



Binnen de zon moet n'axf, van de tweede orde zijn, dus n' van 

 de eerste orde. Stelt men 



/=«w*x'(i + y). 



/ ^ y' t°" x 



dan is n = tan / -f- , dus moet — — van de eerste orde zijn. 



Derhalve, daar % = r/R moet l/R* van de eerste orde zijn, evenals 

 in het stelsel A. 



Ontwikkelt men ƒ naar machten van l/A' dan heeft men, tot de 

 eerste orde 



') Deze Verslagen, Deel XXV, blz. \"21h, en, de verbetering op blz. L51JJ. 



