Berechnung der allgemeinen St&rungen benachbarter Planeten. 149 



b Q o(n.—n) =7«,u S _ (n. — n) • 



b-y i0 (w + 1 . - n) = n (x S u0 (n + 1 . - n) - n ft 3 , (n. - n) 

 b 1 , (n-l.-n) = n/.i S li0 {n-l.-n)-nf.i S . (n.-n) 



6 0il (w.— n + l)=(n—l)[i S 0A (;n. — n+ 1) 

 b 0A (n. -n—l) = (n+ S 0A (n. —n— 1 ) 



Es ist leicht, aus den letzten Zeilen des Ausdruckes (232) und 

 den ira dritten Teil der Gleichnngen (237) iibrig gebliebenen Gliedern: 



(254) 



jLl(l — w) 



+ rj(v — x)y 



+ vi u — x )y~ 



ifvf 



d2va 



die wir mit Vernachlassigung der Grossen zweiter Ordnung einfach zu 



/OK ,, IT r +Vy l 73 



(255) B, 



reduciren konnen [vergl. (219)], die Correction 



(256) 4v Q + 4v x w + Jv 2 w 2 -f . . 



zu dem vorhin erhaltenen Resultate zu ermitteln. 



Die von allein abhangigen Glieder in 2v konnen durch Ein- 

 fiihrung zweier Hiilfsgrossen .9 und 5 mittels der Formeln 



s Cos S = - Cos (180° + B-~F)-riI Cos (180° + V - F) 

 x x 



(255) 



s Sin S = - Sin (180° + B — F) - rj - Sin (180° -f V - F) 



zu dem einzigen Gliede 



(258) s Cos (3 + 180° + S+ F) 



zusammengezogen werden. 



