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Sitzung der math.-phys. Classe vom 6. Juli 1901. 
Liegt diese im Abstande B vom Sonnenmittelpunkt, so ist das 
Potential der Gesammtmasse der Sonne auf dieselbe: 
D 
f-j ß 2 j 
v= — 4 71 { 4 Sq B*dB -f SqR dB) . 
[Bo R ) 
Dabei ist es gleichgültig, ob wir die Sonne mit festem 
Kerne oder durch die ganze Masse hindurch gasförmig an- 
nehmen. (Durch den gasförmigen Theil hindurch ist g als 
Funktion von B bekannt, sobald die Adiabate, welche dessen 
indifferentes Gleichgewicht darstellt, und die Natur des Gases 
gegeben sind.) Würden wir die Sonne nicht als Kugel, son- 
dern Ellipsoid betrachten, so wäre für das Folgende V als das 
Potential dieses Ellipsoides aufzufassen. Stets ist: 
a V 9 V 3 V 
x = y= -, — -. 
3x dy 3s 
Wir beobachten nur rotirende Bewegungen um die Sonnen- 
achse. Dann ist : 
n= 0, 
V = — 00 s = — 
O 
~ ’ 
O 
W = (oy= yiV- 
Die 3 Gleichungen 2) vereinfachen sich, wenn die Be- 
wegung stationär geworden, in die beiden Gleichungen: 
3 ) 
aX'pai 
a V 1 dp _Q* 
~fr e~dr~ r 2 
2 a ist identisch erfüllt. 
X 3 /? 
Der Ausdruck — , worin s eine beliebige Richtung be- 
o 3 s 
deutet, lässt bei adiabatischen Processen eine wichtige 
Umformung zu. Der Zustand der Gasmasse sei in einem be- 
