TJNTEESUCHtJNGEN UND TAFELN ZUR THEORIE DER KLEINEN PLANETEN VOM HEKÜBATYPUS. 17 
sich in Tafel VI, während die Störangsbeträge nullten, ersten und zweiten 
Grades selbst in Tafel VII gegeben sind. Zu bemerken wäre nur dass dort 
auch für die charakteristischen Koeffizienten die in ßr. I angewandte Bezeichnung 
benutzt ist und dass die elementaren Glieder zweiten Grades der Form A weder 
in säkularer nach periodischer Form gegeben sind. Vielmehr rührt der säkulare 
Teil p , F = [7 + 7o] ^ allein von dem nullten Grade und von den exargumentalen 
Gliedern zweiten Grades her, wo y aus Formel (4) bekannt ist, während aus 
der in Tafel VII gegebenen kleinen Tabelle nach der Formel 
40) = (I) + (II).x^ 
zusammengesetzt wird. 
6. Ehe wir nun zur speziellen Untersuchung der Planeten (86) Semele und 
(223) ßosa schreiten, sollen noch einige allgemeine Bemerkungen über den Um- 
fang von Störungstafeln der Hekubagruppe und über die Genauigkeit der Er- 
mittelung der charakteristischen Glieder hier angeknüpft werden. Als Einheit 
des Arguments ist bei den Tafeln IV — VII die Sekunde der Bewegungskonstante 
n gewählt worden, was bei den Planeten der Hekubagruppe ungefähr 0.0004 bis 
0.0005 im lg a entspricht und deswegen den Vorteil eines engeren Intervalls 
bietet. Ein Blick auf Tafel VII zeigt, dass bei den grossen charakteristischen 
Gliedern das Intervall nicht zu eng ist und dass es sich hier empfiehlt, wenn 
man die Tafel mit lg a als Argument geben will, bei den grössten Gliedern 
0,0001 im lg a als Einheit zu nehmen, während bei der Mehrzahl der Glieder 
0.001 ausreicht und bei den wenig veränderlichen und sehr kleinen Gliedern 
sogar 0,01 gewählt werden kann. 
Zur Feststellung der Genauigkeit, mit welcher die charakteristischen und 
kurzperiodisch elementaren Glieder zu ermitteln sind, wurden dieselben für 
n = 650" einmal nach den Formeln der ersten Methode (Abschnitt 2), sodann 
nach der zweiten Methode (Abschnitt 3) und schliesslich nach Br. I Theorie der 
gewöhnlichen Planeten gerechnet. Die numerischen Werte aller drei Eechnungs- 
arten sind hier zum Vergleich angeführt und mit Ch. PI. I für Methode I, 
Ch. PI. II für Methode II, Gw. PI. für die Formeln der gewöhnlichen Planeten 
bezeichnet. Zwecks besserer Vergleichbarkeit wurden die Glieder ersten und 
zweiten Grades gleich auf ihre wirkliche Grösse reduziert und auf soviel Dezi- 
malen abgerundet wie für eine genäherte absolute Bahn ausreicht. Für Exzen- 
trizität und Sinus der Neigung des gestörten Planeten wurde dabei 0,1 als Grössen- 
ordnung angenommen, was ca. 6° im Bogenmass entspricht und für den Durch- 
schnitt der kleinen Planeten des Hekubatypus zutrifPt. Für die elliptische Jupiters- 
bewegung wurden die Leverrierschen Werte angenommen, nämlich lg rj' = 8.68351 
und lg sin/ = 8.35961 und mit den Koeffizienten der Störungsgleichungen ver- 
einigt. 
Abhandlungen d. K. Oes. d. Wiss. zu Oöttingen. Math.-phys. Kl. N. F. Band 5,3. 3 
