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Die Einführung der Variabein p, S und v in die Gleichungen 8) verwandelt 
diese in die folgenden (kl. PI. t S. 28—29): 
1 dS n | ay 0 | 1 1 <K 
| l d*r? 2 (dr?v (l + sy <hf] 
wo 
11) Q = 
Ueber die Funktion p seien folgende Bemerkungen gemacht, welche in kl. 
PI I. Seite 18 — 21 näher begründet sind. Wir setzen 
12) q = .(p) + #, 
wo R denjenigen Teil der Funktion p bezeichnet, der mit der störenden Masse 
verschwindet, während (p) den sogenannten elementaren Teil bildet, welcher von 
der Ordnung der Excentricität ist und mit verschwindender störender Masse in 
das Glied der elliptischen Bewegung e cos (v — %) übergeht, (p) enthält im Grossen 
und Ganzen die sogenannten sekularen Störungen der Excentricität und der 
Länge des Perihels , welche in den klassischen Theorien auftreten. "Wir 
setzen auch 
13) (p) — ^cosv, v = v — Il, 
wo rj und II mit einer gewissen Annäherung die Excentricität und die Perihel- 
länge mit ihren sekularen Aenderungen darstellen, sich also mit der Zeit (oder 
richtiger mit v) nur langsam ändern. Wir werden <rj und II in der Form er- 
halten 
cos „ cos cos 
71 . JJ = X . CO + X.CC . CO, 
14) sm sm sin 
co — gr+r, = gjü+r,, 
wo x, x v a, g, g v F, jTj Konstanten und zwar x und F die beiden Integratious- 
konstanten der Differentialgleichung 10) für p sind. g 1 hängt von der Sekular- 
bewegung des Perihels der Erdbahn ab , x t von ihrer Excentricität und F t von 
ihrer Perihellänge, während a das Verhältniss der Halbaxen der Bahnen von 
Mond und Sonne, also eine sehr kleine Grösse ist. Das Glied in x x ist also ein 
„parallaktisches". Sieht man die Bahn der Erde (oder vielmehr die Bahn des 
Schwerpunkts von Erde und Mond) um die Sonne als feste Ellipse an. so 
verschwindet g l \ sieht man sie als Kreisbahn an, so verschwindet auch x v 
