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Sitzung der math.-phys. Classe vom 15. Januar 1898. 
Die Gleichungen (30) und (41) müssen mit einander iden- 
tisch sein. Nach (20 a) unterscheidet sich w von iv 1 nur um 
eine additive Constante, nach (28) und (29) ist daher 
w x = 2 t -j- Constante. 
Durch Vergleichung von (30) und (41) findet man daher 
die halbe grosse Axe a 1 der Bahncurve bestimmt durch 
(42) 
K a\ Bi m f 2 
± ~ y. \/ — h 3 ’ 
und für die numerische Excentricität e ergibt sich die Gleichung : 
O O 
(43) 
V-= 
y m 
1 ^ n cn ft • cn &' 
^^"°sn^ r ” 
sn 2 $ ’ 
w w 
•wo # = — - - -j- oo, = — (o. Es erübrigt noch, die Rich- 
tung der grossen Axe zu bestimmen. 
Der durch (37) und (39) definirte Winkel <Z> ist mit der 
excentrischen Anomalie identisch. 1 ) Die Werthe = 0 und 
<J> = 7i geben also die Endpunkte der grossen Axe ; die ellip- 
tischen Coordinaten der letzteren Punkte werden demnach aus 
der Gleichung (35) gewonnen. Für <P = 0 ergibt sich z. B., 
— - — J gesetzt wird, die Relation 
* _ 1 L ~ 1 
811 °°~x 2 sn i ^ — sn 2 #'’ 
wo L durch (38) gegeben ist. Für eine Parabel wird nach 
(31) h = 0, also nach (29) y — oo , also nach (10) t = t, also 
nach (14) o = K - (- iK', also 
9 Auch von Gylden ist die Planetenbewegung mittelst elliptischer 
Functionen behandelt worden, worauf mich Herr College Seeliger auf- 
merksam macht (Vierteljahresschrift der astronomischen Gesellschaft, 
Jahrg. X, 1875). Die Einführung dieser Functionen geschieht, indem 
die halbe excentrische Anomalie direct gleich der Amplitude eines ellip- 
tischen Integrals gesetzt wird. 
