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JULIUS KRÄMER, 



526 OA3 =27 



4^2 2dl 4(3'^ 2dl 



»28 /IA2 fesi AA2 »34 



4^2 bsi 4^2 »34 4^2 



»29 »32 /I Ä2 fess 



40; 4dl 45^ 



^30 4^2 fe33 4|J2 b36 4^2 



^2 ■ & f*(Cl3 73 + ^142^2) f. ^C^iT^ 



^37 — 4^2 feas 4^2 fe39 4^2 



n^K-\ 9 (^1^14 + ^15^2) ^ f^feru + ^n^a) i^°g2y2 



(idöj — 8^2 8(3^ 



?41 

 §42 



K^'iyi5+'-\5y3 + ^16y 2) ^^^2 ^3 > _ ^^(^2 715 + ^17^3+^18^2) SjA^ C,, 7, 



8(J? 8dJ "~8df 



^(^1^16+^6^3) \^^^^y\ f ^ _ K^2i^6+fl8J^__f^7| 



B^J 8d^ 8d^ 8dJ 



_ _ _^Mlo ^ ^ _ (62^1 + ^1^32) 



fe46 %8\ 



? ^(^2^30+^1 ^31) j> _ _\^<^2V^2 



647 QA-2 »49 



üeber die Reihe der exargumentalen Griieder und ihre Konvergenz gilt das 

 für B Gesagte. Hier werden jedoch alle Glieder um einen Grad erhöht, da Q 

 mindestens ersten Grades ist. Die Glieder dritten Grades wird man hier bei charak- 

 teristischen Planeten und mittleren Neigungen stets vernachlässigen dürfen, so 

 lange es sich um abgekürzte Tafeln handelt. Sie müssen dagegen bei kritischen 

 Planeten berücksichtigt werden. Die Glieder vierten Grades können stets fort- 



, . . . , in" m" m'*\ 



gelassen werden, da sie m maxmio werden + ^ + + "^j X ("* ) für Ex- 



centricitäten und Neigungen bis zu 10". Mithin wird für > \lj)t'' der Fehler 

 innerhalb der Grenzen und liegen. 



