über (lie Rotation des Mondes 3 t 



... _ a . Ei — (1 + c'-)k, -PH- ■ ■ Hi = c'-k, Mi. , ■ 



CVC, Fi - rJiGi - ( 1 + C^k,)Hi = cVc, Pi , 



Gi+ ai Hi = c'k^ Qi, 



welches System die Auflösung hat 



AEi = c% {{Fi + y.iQiyk,^^> — Miia^ - a^^j., - A^, [a/ — a^^ + c'ixi' - 1)] k,}, 

 SHi = c% [(Fi + ^i^iXai^ - 0^2) M-cVcJc^ — NiC%y.i] , 



(18) 



a.iFi=---- c%Ni~Eik,_. 



Gi = rk^ Q i — rjiHi . 

 ïHer wird rait A der Ausdruck 



bezeiclinet. 



Die allgemeinen Ausdrücke für v, v, p' und ij' werden also 



U = i?2 COS (02/^; + Y2) + ^^ ^ ^'O^ (^-'"^ + 



i>2 



V = 



(19) 



, —, sin {G^nt + T2) Cn \ Fi sin («i^f + hi) . 



F 1 + c î>2 



p' --= G^ cos (Oj»/ + 7,) -f ]/ C« ^ G'/ cos (CjHf /î.,:), 



i >1 



G, 



Q = 



==r sin (OjHf 7j) 4- l/Cn ^ i^i sin (ot^w^ + //,•) 



V^l ;>2 



Wie hieraus erhellt, hat man überwiegend in ti und v langperiodische Glieder, 

 während die grössten Glieder iu p' und q' kurzperiodisch sind. 



18. Da genähert 



^ - £C0S('/j3 + Xj), 



VCn 



= B sin (■/)., + X J , 



ergibt sich aus einer einfachen Rechnung mit Vernachlässigen der kleinen arbiträren 

 Gheder in p und q 



ig {-ri, + \ + F) 



S [—Gi+Hi] sin [a.int+lH-F) + \ V [Gi^Hi] sin (a^^f+Zu+i?^) 



\ {G,—H,) + ^ S ( G i— Hi) cos {y.int-\-hi-F) + J 2 ((?;+^^/) cos {y.int+hi-^F) ' 



i>3 



wo F wieder der in N:r 15 definierte Winkelabstand ist, und Gg und Hg die ent- 

 sprechenden Koeffizienten in p' und q' sind. Wie sich aus der numerischeu Be- 

 handlung im folgenden Abschnitt ergibt, ist ^{G^ — H^) numerisch grösser als die 



