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F. Lindemann 
a 3 2 r Q*l 2 
, — (1 — e cos ff) dQ — - (0 -j- « sin 0), 
1/1/ J 1/1/ ' 
wie bei der Kepler sehen Gleichung, also die Umlaufszeit: 
2 7i a 5 h 
1 /M 
und folglich das Vorrücken des Perihels nach (19): 
(20) S = o)T. 
Nach der Einsteinschen Theorie soll angenähert 
( 21 ) 
24 7i 3 a a 
P T*(l'—P) 
sein, wenn X die Lichtgeschwindigkeit bedeutet. 
Der Wert (21) stimmt überein mit dem Werte, den Bäck- 
lund für die Geschwindigkeit der Drehung der Ellipse be- 
rechnet, wenn man (wie es bei ihm geschieht), das Quadrat 
von e vernachlässigt 1 ). 
Vernachlässigt man das Quadrat der Exzentrizität und 
wendet das dritte Keplersche Gesetz an, so erhält man aus (21) 
«3 
6 7i M 
Pa ' 
Für einen anderen Plaueten mit der mittleren Entfer- 
nung a, von der Sonne wird also die entsprechende Verrückung 
des Perihels 
*5, = 
6tzM 
x‘ a. 
Für den Merkur findet Bäcklund <5 = 41" in Überein- 
stimmung mit Einstein und mit der Erfahrung. Die Exzen- 
trizitäten von Venus, Erde und Mars sind so gering und in- 
folge dessen die Lage der Perihele dieser Planeten so wenig 
genau festzustellen, daß sich für sie eine Prüfung durch die 
Erfahrung nicht machen läßt. 
L S. 38 f. in der oben zitierten Abhandlung. 
