DEE PeÄCESSION UND DEE EIGENEN BEWEGUNG DES SONNENSYSTEMS. 



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к = Щр^""^ к' = SS^g'"', 



so giebt Leverrier Sgp*"' und SgS*"' für jeden einzelnen Planeten. 



Für die von Levrrier mit S^"* und bezeichneten Grössen (für die Erde = g und 

 g') kann man setzen 



wo und Ь^"' die von den Correctionen der Massen abhängigen Glieder^) bedeuten. Man 

 erhält dann aus den in der erwähnten Arbeit von Levrrier gegebenen Formeln leicht für 

 die Wirkungen von Mercur und Venus die Ausdrücke: 



= I S^p^") _ і(7'Ж(Г' — Ь") sin 1" } (1 Ч- Г^) ' 



= { Кяо^"^ \ c'M{é''^ - d') sin I (1 -H r\ 



wo с und Ж" aus den Tafeln von Levrrier^) entnommen werden müssen. Für die oberen 

 Planeten hat man in diesen Formeln bloss G' durch G zu ersetzen, welche Grösse in den- 

 selben Tafeln enthalten ist. 



Damit findet sich, den oben gegebenen Massen entsprechend: 



= H- o;'00002002 Ä;' = -н 0;'00000566, 



welche Werth e, strenggenommen, gleichfalls für 1850 gelten. Ihre Variation mit der Zeit 

 ist aber eine so kleine, dass man sie ohne weiteres als auch für 1800 geltend annehmen kann. 



Um die Werthe für g und g von der Zeit T auf zu reduciren, kann man von den 

 von Hansen^) gegebenen Formeln: 



= (2 ^'ф, sin О (i^o — 21 

 Ä5i^ = (2Ä;'-5f^,sinl")(^o — Л 



Gebrauch machen, wo фі die Constante der allgemeinen Präcession für die Zeit T bedeutet. 

 Indem ich in diese Formeln für фі den aus meiner Rechnung angenähert folgenden Werth 

 50,22 einsetze, finde ich für die Réduction von g und g von 1850 auf 1800 die Werthe 



H- o;'00368 b^g = и- o;'0001O 



und damit für 1800 



g = 0;'05806 9 = — 0;'46631 



1) a. a. 0. pag. 100 — 102. i von r,^ aus der Tafel entnommen werden. 



2) a. a. 0. pag. 93—96. Für M muss der Coefficient | 3) Astronomische Nachricbten № 824. 



