Srruve: Bestimmung der Saecularbewegung des V. Jupitermondes. s01l 
y= Asin Beos (u— U)+xsin (p—p,) 
und daraus deren Abweichungen von den Beobachtungen im Sinne 
B.—R. Bezeichnet man mit y, ® Neigung und Knotenlänge der 
Bahnebene in Bezug auf den Planetenäquator, 6 von demselben Punkt 
aus gezählt wie v und , so hat man mit genügender Genauigkeit: 
dy = Acos BY sin (u— 0) 
oder, wenn man 6 =6,+.d6 setzt, wo d@ die Änderung der Knoten- 
länge von der Epoche, für welche ®, gilt, bedeutet: 
dy = a-ysin 6, +b-y cos, + öy 
a= —Acos Beos (u— d®) 
b= +Acos Bsin (u— d) 
Den Bedingungsgleichungen ist eine Constante öy hinzugefügt, 
um einer etwaigen Verschiedenheit der Einstellungen auf den Nord- 
und Südrand Rechnung zu tragen. Die Nothwendigkeit der Einfüh- 
rung einer solchen Constante, welche als die Abweichung des Schwer- 
punkts vom optischen Centrum des Planeten definirt werden kann, 
hatten schon meine früheren Messungen am Saturnsystem zweifellos 
dargethan und auch die vorliegenden Messungen von BARNARD 1904 
lassen den Einfluss dieser Fehlerquelle deutlich erkennen. 
B. B. 
1898 Gr.M.Z. n pP-P, Gr.M.Z. y B—R. Gew. v 
April 26 138 52"29° +20l15 58 —olıg 13° ro O4 —002 1 +oloß 
58 ıı —2063 5N 
1899 
April 2o 19 14 6 +21.19 58 +0.65 19 17.10.4910 007 12 037 
20ı5 —2.98 6N 
26 2 +2221 4S +065 19 2838 2 +088 #039 I -+0.06 
29 53 —2045 3N 
33 9 24 #231. 48 409 19 5 14 +102 4035 TI —0.04 
744 —2027 6N 
1902 
Juli 28 19 3907 +2330 48 +12 19 32 3 #021 +034 ı —0.12 
33 59 —288 5N 
Sept. 9 17.545 +20 58. —ı5 17 1218 —.37 —-45 2 —015 
ı2 383 —22.73 ıoN 
18 10 +21.96 68 
1903 
Ang. 31 16 57 490 +2262 5S —.ıa 16 59 go —1.42 —0.43 1 +0.02 
17 :1.40 12547 . 5 N 
Sept. 2ı ı5s 6 55 +2282 75 +0.26 15 14 2353 —.I4 —038 2 +0.05 
14 21 —24.74 ı0oN 
a 8 »2210 68 
Okt. 20 78 46 45 +22 453 0.00 12 48 10 —048 #053 1 +oal 
935 —23:38.::7 N 
26 (2 58 6 —2.38) 3N 
