1275 
voor B ah* zeer klein moet zijn. In het geval A volgt hieruit een 
bovenste limiet voor a, in het geval B echter niet, daar, ten gevolge 
van de onveranderlijkheid der lichtsnelheid, bij alle zuiver optische 
waarnemingen h 2 = 0 is (als de invloed der materie verwaarloosd 
wordt). 
Wat den invloed van a op de planetenbeweging betreft: in beide 
gevallen blijft het baan vlak ongestoord. In het geval A is er een 
beweging van het perihelium ten bedrage van 
dó) = o a*nt, 
die wegens de kleinheid van aa 1 geheel te verwaarloozen is. In het 
geval B zijn de door a voortgebrachte termen een orde grooter, 
ten gevolge van het feit dat hier alle expliciet van t afhangen. 
De periheelbeweging wordt 
3<ja* 
dfo = nt — 2öcH\ 
V 
terwijl ook de andere elementen termen met f bevatten : zoo is b.v. 
de parameter van de elliptische baan 
p -=. p B g— 2 uc 2 < 2 ) 
waar A 0 2 = xm/tin, als m de massa van de zon is, en e — 2.718 .. . 
Daar deze ,, storingen” volgens de ervaring onmerkbaar zijn, kan 
men ook hier een bovenste limiet voor a aangegeven 1 ). 
Ik zal geen poging doen deze bovenste limiet met eenige nauw- 
keurigheid te bepalen. Voor beide stelsels zal men b.v. kunnen 
nemen a 10~ 24 in astronomische eenheden, of 2 / 10 -50 in centi- 
meters 2 ). Verder dan het aangeven van een bovenste grens kan men 
echter niet gaan. Voor het bepalen van de waarde van a zou het 
noodig zijn dat deze constante op eenig physisch of astronomisch 
ij De termen van de laagste orde in de „storende krachten” zijn in de beide 
gevallen : 
2 o ■ 4 o ■ ■ 
In A: S= — 2o +— r(r 2 -r 2 # 2 ) , W = 0, 
2<s 2a 2a ■ . , . 
in B : S — — r cbr , T= ctrd'. W— 0. 
v v s V 
(Voor de notatie zie b.v. de Sttter, On Einstein’s theorie of gravitation, M.N. 
Vol. LXXV1, blz. 724 en vlgg.). 
De termen met cH 2 in de uitdrukkingen der elementen in het stelsel B ontstaan 
doordat zoowel de tijds- als de lengte-eenheid (in coördinatenmaat) van den tijd 
afhankelijk zijn. 
2 ) De densiteit van de wereldmaterie wordt dan : y < 3.1 0~ 17 (astronomische een- 
heden) of o < 2.10— 23 (0. G. S. eenheden). Dit komt overeen met ongeveer één 
ster in een bol van 1 parsec straal. 
