H. Seeliger: Über die sogenannte absolute Bewegung. 
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Man hat nun weiter, indem gegen früher nur r statt 
gesetzt wird : 
I' = f — rtf + qC 
Y}' = r) — p^' -\- r^' 
C' = C — 
Mit Ausnahme vielleicht von einzelnen sehr stark bewegten 
Sternen Avird man rdq\ qd^' etc. gegenüber den anderen 
Gliedern, die durch Differentiation entstehen, für sehr lange 
Zeiträume vernachlässigen können. Dann ergibt sich 
d^‘ = dx ■— da — dr ■ 7]' dq ■ ] 
drj' = dy — dh — dp • C dr • i (3) 
d^' — dz — de — dq ■ i' -j- dp ■ y ) 
Denkt man sich (3) in (1) eingesetzt, so erhält man 
Gleichungen, von denen ein spezieller Fall bei den so viel- 
fach ausgeführten Untersuchungen über die Bewegung des 
Sonnen.systems gewöhnlich benutzt wird. Es sollen nun nur 
solche dx, dy, dz betrachtet werden, die aus einer Rotation 
um eine beliebige durch den Anfang gehende Achse mit be- 
liebiger Rotationsgeschwindigkeit entstehen. Demgemäß soll 
gesetzt werden 
dx = ziv^ — yiv^ 
dy = X u'^ — z 
dz = yu\ — X 
Dabei sollen die Rotationskomponenten als be- 
liebige Funktionen des Orts angesehen werden. Dann wäre 
der allgemeinste Fall, in dem den rechten Seiten der letzten 
Gleichungen noch etwa die Größen A, /t, r hinzuzufügen wären, 
ebenso leicht zu behandeln, denn man hätte im folgenden 
nur da, dh, de durch da — X, dh — y, de — r zu ersetzen. 
Doch soll hier davon Abstand genommen werden. Xoch ist 
zu bemerken, daß r«, iv^ iv^ Rechtsdrehungen bedeuten, wenn 
das Koordinatensystem xy z ein rechtsdrehendes ist. 
Führt man noch die Polarkoordinaten A und D desjenigen 
Punktes ein, nach welchem die Bewegung des Sonnen.systems 
1906. Sitzungsb. d. matb.-pbys. Kl. 9 
