THEORIE DES MONDES. KAPITEL II. 
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II. Kapitel. 
Entwicklung der Störnngsfnnktion. 
1. Wir haben nun die Störungsfunktion Q zu entwickeln und die Ausdrücke 
ihrer partiellen Ableitungen Q und P herzuleiten, welche in den Gleichungen 
10) vorkommen. Wir benutzen dazu eine der Gylden'schen analoge Methode 
unter enger Anlehnung an kl. PL, wobei allerdings einige Modifikationen nötig 
werden wegen der veränderten Form der Störungsfunktion. Diese hat die 
Form: 
wo A und r' in rechtwinkligen Koordinaten durch die Gleichungen 3) gegeben 
sind. Bezeichnen wir den Winkel zwischen dem Radiusvektor des Mondes r l 
und dem der Sonne r' v beide vom Schwerpunkt des Systems Erde + Mond ge- 
rechnet, mit H, so ist + + ££' = r^^cosH, und es wird 
Die Lage der oskulirenden Bahnebene zur festen Fundamentalebene, als 
welche man die Ekliptik zu irgend einer Zeit wählen wird, definiren wir ebenso 
wie in kl. PL Kapitel III. Da in der vorliegenden Abhandlung auf die Breiten- 
störungen des Mondes nicht eingegangen werden soll, so genügt es, mit Hinweis 
auf den Anfang des IV. Kapitel der kl. PL zu erinnern, dass der Winkel H 
sich wie folgt ausdrücken lässt: 
wo Ii, H, H' das Quadrat der Neigung enthalten und v' die wahre Länge der 
Sonne bedeutet. Die Breite der Sonne, also auch H', ist hier stets eine sehr 
kleine Grösse; dagegen wird H ein nicht ganz unbeträchtliches sekulares Glied 
(vgl. kl. PL S. 42) enthalten wegen der schnellen Bewegung der Knoten der 
Mondbahn. Mit Vernachlässigung des Quadrats der Neigung hätte man 
H = v - v'. 
Wir setzen nun in ähnlicher Weise wie kl. PL S. 47 : 
Abhandlungen d. K. Ges. d. Wiss. zu Göttingen. Math.-phys. Kl. N. F. Band 3,4. 3 
23) 
A*- = r[ 2 + r 2 -2r' 1 r 1 cosH 
r' 2 = r[ 2 + mVJ + 2mr[ r 1 cos H. 
cos H = cos H l + h 
H l = v - v' + H - H', 
