()02 Sitzung der math.-pbys. Klasse vom 1 . Dezember 1906 . 
hauden sein und die Bewegungen der Planeten beeinflussen 
müssen, ist selbstverständlich zweifellos und nur über die Größe 
dieser Einwirkung können die Meinungen auseinandergehen. 
Mit einiger Sicherheit darf behauptet werden, daß sich 
die Masse des Zodiakallichts symmetrisch um eine Ebene 
gruppiert, von der wir allerdings nicht wissen, ob sie der Eklip- 
tik oder dem Sonnenäquator näher liegt. Es ist ferner ziem- 
lich sicher, daß in der Erscheinung des Zodiakallichts die 
Jahreszeit so gut Avie keine Rolle sjiielt. Man wird danach 
die Dichtigkeit q als Funktion nur von der Entfernung von der 
Sonne (p) und des Winkelabstandes d von dem Pole der Sym- 
metrieebene ansehen dürfen. Es kann also q als eine Kugel- 
funktionsreihe: 
CO 
q — «S Äu P" (cos &) 
0 
angenommen Avei'den, in der die Koeffizienten Funktionen 
von p sind. W'^egen der erwähnten Symmetrie Avird ferner n 
eine gerade ganze Zahl sein. Nimmt man nun an, daß die 
genannte Reihenentwicklung für q so aufgestellt werden kann, 
daß .sie für alle innerhalb einer Kugel vom Radius liegen- 
den Punkte gilt, avo also r, die Maximalausdehnung des Zodiakal- 
lichts ist, dann läßt sich die Störungsfunktion Q, welche bei 
der Bew'egung des inneren Planeten in Betracht zu ziehen ist, 
sehr einfach darstellen. Denn es ist zunächst: 
r )j 2.T 
J* sin ('/ (I 9^ Qd Q ‘ ^ 
0 0 0 
AVO A die Entfernung des Planeten (r ??, 97,) und eines Massen- 
teilchens (p -& (p) ist und k die Gaußsche Konstante bedeutet. 
Ist noch y der W^inkel zAvischen p und r, so hat man; 
J = '15' + '^" 
