114 Sitzung der math.-phys. Klasse vom 3. Febniar 1906. 
dS 
d i 
1 dS 
sin i d Q 
cos i [( — flga sin® Q — r/jj cos® Q -\- 
öq, sin 2 Q) sin i — sin ü -f a ,2 cos Q~\ 
Cl^ 
2 ■ [(*^11 — ^oo) 2 -Q sin i -j- 2 a^j cos 2 ß sin i 
— 2 cos ß — 2 «jg sin ß] 
Diese Ausdrücke hätte man in die bekannten Formeln 
für die Variation der Konstanten einzusetzen, was so einfach 
sich vollzieht, daß nicht weiter darauf einzugehen nötig ist. 
Zur Abschätzung wird die Bemerkung genügen, daß sich 
,. , , TT .. 1 dn . . d Q di , 
die säkularen Veränderungen e-,— , sint— , ergeben, 
“ dt dt dt dt ” ’ 
Q' Yh 
wenn man die angegebenen Diflferentialquotienten mit y- und 
mit Zahlen, die höchstens einige Einheiten betragen, multi- 
pliziert. Berechnet man den Bang einer Größe dadurch, daß 
man sie in Klammern setzt, so würde die Gleichung 
{.4} = a 
aussagen, daß der absolute Wert von A gleich ist a multi- 
pliziert mit einer Zahl, die höchstens einige Einheiten betragen 
kann. Auf diese Weise ergibt sich, daß für jedes der 4 Bahn- 
elemente E 
\dE\ _a^n 
{ dtS ~ P 
Danach könnte man also, falls die gegeben wären, die 
säkularen Veränderungen der Bahnelemente leicht abschätzen. 
Es soll nun beispielsweise eine ganz einseitige Massen- 
verteilung angenommen werden, welche also voraussichtlich 
ganz außerordentlich übertrieben große a.^x ergibt. Nimmt man 
nämlich an, daß alle Fixsterne in einer bestimmten Bichtung in 
der Entfernung q vom Planetensystem in einer Masse ver- 
einigt wären, dann ergibt sich leicht 
