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C. V. L. Chavlier. 



Zuerst bemerken wir, dass nach § 7 die Neigung der Satellitenebene gegen 

 die intermediäre Ebene klein bleibt, wenn sie zu einer gewissen Zeit klein gewesen 

 ist. Die Lage der intermediären Ebene gegen die Ekliptik (E y ) und gegen den Ekva- 

 tor des Hauptplaneten (E 2 ) ist indessen durch die Formeln 



s 0 sin 2s 



(43) tg 2 E x 



(43*) tg 2 E 2 



?j -j- s 2 cos 2 s 



[ 



Sj sin 2s 



s 2 -j- 5j cos 2s 



gegeben. 



Ist nun 



1) n 



so kann der Nenner der rechten Seite von (43) niemals verschwinden und folglich 

 kann in diesem Falle der Winkel E x niemals einen grösseren Werth als 45° erhalten. 

 Nehmen wir an, dass s von Null bis 180° stetig wächst, so erhalten wir, für s = 0, 

 E l = 0. Da 



. dE, __ s 2 {s 2 + ff, cos 2s) 



(Ys S, 2 -f- ffg -)- 2 6'j.9 2 cos 2s 



ist, so wächst mit s bis man zu einem Werth von s etwas kleiner als 90° ge- 

 kommen ist, der durch die Formel 



cos 2 s = — — 

 s x 



bestimmt ist. Der entsprechende Werth von E v den wir mit E x m) bezeichnen 

 wollen, ist durch die Formel 



sin 2£ 1 , "' 1 = - s 

 s i 



bestimmt. Dann nimmt E x ab, und, für s = 90°, hat man wieder E x = ü. Wächst 

 s weiter über 90°, so nimmt E y ab, bis der Werth — E^ m erreicht ist, um dann 

 wieder zu wachsen, so dass, für s = 180°, wieder E^ = 0 ist. 

 Anders verhält sich die Sache, wenn 



2) s x < s 2 



ist. In diesem Falle wächst nach (44) E x stetig mit s. Für s = 0, hat man E x = 0, 

 Für s = 90" ist E, = 9Ü n , und für s = 180°, ist E x = 180°. Der Winkel E 2 zwischen 

 der intermediären Ebene und dem Ekvator des Hauptplaneten schwankt zwischen 

 den Grenzen + E 2 m \ wo 



sin 2 = - 1 



ist. 



Ist Sj < ff 2 , folgt also die intermediäre Ebene den Bewegungen des Ekvators 

 nicht nur in so fern die gewöhnliche Prsecession des Ekvators in Betracht kommt 



