Zur Theorie der Planetenbahnen. 
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Für die im vorstehenden gemachte Annahme einer die 
Drehung bewirkenden äußeren Kraft kann durch einen Ver- 
gleich mit den anderen Planeten eine Entscheidung nicht ge- 
troffen werden, denn die Konstante co in (20) ist nicht (wie 
P bei Einstein) notwendig eine universelle Konstante; sie kann 
vielmehr für jeden Planeten einen andern Wert haben. Man 
könnte sich nämlich die Tatsache, daß die eine Komponente 
der ergänzenden Kraft proportional der Geschwindigkeit senk- 
recht zum Radiusvektor gesetzt wurde, etwa dadurch zu er- 
klären versuchen, daß Ströme von Massenteilchen oder Gasen 
aus dem Weltraum auf die Sonne stürzen und dabei die Be- 
wegung des Planeten beeinflussen; die andere Komponente der 
Kraft würde entsprechend auf solche rechtwinklig zum Radius- 
vektor gerichtete Ströme deuten ; beide zusammen auf schräg 
gegen die Sonne gerichtete Ströme. Je größer die Zahl solcher 
Ströme ist, die den Planeten auf seiner Bahn trifft, je stärker 
wird diese Einwirkung ausfallen; sie würde daher der Ge- 
schwindigkeit des Planeten proportional sein müssen. 
Ohne auf derartige Gedanken Wert zu legen, könnte man 
andererseits das in den Formeln (7) zu Grunde gelegte An- 
ziehungsgesetz rein formal als eine Ergänzung des Newton - 
sehen Gesetzes ansehen, nur darauf fußend, daß es im Stande 
ist, die Bewegung des Perihels zu begründen, wie man auch 
andere Erweiterungen des Newtonschen Gesetzes zu dem 
Zwecke vorgeschlagen hat 1 ). 
Wie Bäcklund in seiner Darstellung der Einsteinschen 
Gravitationstheorie zeigt, führt letztere, übertragen in die 
Sprache der klassischen Dynamik, auch auf eine Erweiterung 
des Newtonschen Gesetzes; denn wenn man als Zeit die Eigen- 
zeit des bewegten Planeten zu Grunde legt, ergeben sich die 
Einsteinschen Formeln, indem man im Gravitationsgesetze 
der im umgekehrten Quadrate der Entfernung wirkenden Kraft 
x ) Vgl. darüber v. Seeliger, Das Zudiakallicht und die empirischen 
Glieder in der Bewegung der inneren Planeten, Sitzungsberichte der 
Münchener Akademie der Wissenschaften, mathem.-physikal. Klasse, Bd. 36. 
S. 595 ff., 1906. 
