то первая относится къ случаю притяжеиія, вторая — отталкиванш. 

 Масса Земли въ доляхъ массы Солнца обозначена т\ \t. означаетъ, какъ 

 обыкновенно, отпошеніе силы, дѣйствующей на частицу, къ силѣ пыотоніан- 

 скаго прнтяженія на томъ же разстояніи. 



т 1 == [j..m. 



ут 1 к \Jp sin?" sin О' = r£ — '(■/]' 



\/щ к у5 sin г' cos О' = — Xg (1) 



у OTj к ур cos г — Ъ\ — г$ 



Эти Формулы даютъ ъ, О и р. Первыя двѣ величины, опредѣляющія 

 положеніе плоскости орбиты частицы относительно плоскости кометной 

 орбиты, очевидно не зависать отъ т ѵ 



Полярпыя геоцентрическія координаты для иачальнаго момента и 0 и р 

 можно получить изъ Форму лъ: 



р sinw ft = — Е sinQ sec/, ч- г, cosü sect 

 Р cosw 0 = \ cos О -ь у) sin О 



(2) 



1 jP i 



— ■ — 1; e cosr,. = - — hi 



P P 



P P 



(3) 



(3') 



e-*-V 1 e— 1 



со = щ — v 0 (4) 



соэф = — 



T e 



a — p • ctg 2 ф 



(5) 



tgf = tg^.tgi; tgS = tg^-ctgi (6) 

 « = (7) 



Нзвѣстіл V. А И 1918. 



