4 
M střední anomálie planetoidy, 
v pravá délka planetoidy, 
m' hmota Jtipiterova, 
A' jak zmíněno délka Jupiterova — 
n' střední denní pohyb Jupiterův, 
a' velká poloosa (zde poloměr dráhy), 
Užijme n^mí následující lineární a kontragredientní substituce, jíž 
kanonický t^’ar našich rovnic se nemění 
~ k \ a {I — • V 1 — . e-p = — co, 
Tento koordinatový systém je však nepohodlný, ježto v právo vy- 
D e 1 a u n a y-ovým. Pokusíme se dojiti cíle jednoduchým obratem geo- 
metrickým. Cas vystupuje totiž všude ve vazbě n' t. Představme si, že 
celý pohyb děje se relativně ku spojnici Slunce-Jupiter. Pak stojí Jupiter 
a naše intermediérni ellipsa točí se v retrogradním směru. Zavedením 
tohoto rotujícího systému dosaženo, čeho si přejeme. Stačí položití střední 
denní pohyb klidně stojícího Jupitera rovný nulle, a pro směr přímky 
apsid zavěsti proměnný směr č5 — • n' t. 
Máme tedy zavěsti novou proměnnou óá — • n' t, ovšem tak, aby 
nový systém pohybových rovnic podržel kanonickou formu, čehož ihned 
dosáhneme přičtouce k funkci charakteristické n' . 
I vede nová kanonická tato transformace k rovnicím: 
kdež ilfo značí hodnotu M pro t — 0, zovme novou charakteristickou 
funkci zase F, i bude; 
k 
^ (f -f- m') 
n 
n 
3 
a 
% = Vi + V-2> 
V-2 = ^V-2- 
I zní pak pohybové rovnice: 
d t é tji 
/* — 
rjP = M w, střední délka asteroidy. 
a , 
stupiije čas t explicite. Vadě té lze odpomoci známým způsobem L a plače- 
A = M -f- 5 — n' t = n t F k V = ‘>d t — a, 
XXXIV. 
