Methode zun Berechnung der absolut. Störungen der kl. Planeten. 1 33 
wo Jn={ri ) — n 0 ist, oder den Unterschied zwischen der wahren und 
der osculirenden mittleren Bewegung bedeutet. Für die Egeria wurde 
im Art. 61 (II) gefunden ^ = _ 0 „ 091 48 
und es wird daher <U = + 0,000001 58 
so wird 
36. 
Um den Ausdruck des Differentialquotieuten von T nach A zu er- 
halten, sei überhaupt F eine Function von folgender Form: 
F = { ((ij'pc)) — V—F ((M >«))!*/'* ■''' 
die in folgende verwandelt worden ist: 
F = 4rZZ{[i,i',c] — Y~ T. 
wo die Bezeichnungen dieselben sind, wie in Art. 7 4 (I). Substituirt man 
in den ersten dieser Ausdrücke die Gleichung (141) (I), nemlich 
z' ~ *' = 7 r ~ 1 'y- itl h' 1 ) 
und eine ähnliche Gleichung bekommt man für 22’[i,i ,s] . Da aber in 
diesen Gleichungen zu beiden Seiten i unverändert bleibt, so darf man 
das eine Summenzeichen weglassen, und die Gleichung wird daher 
Z\i,i,c\ 1 / = lA y - f) y‘ 
wenn man diese nach A differentiirt , so erhält man 
V‘= •’(» - j) h> ' ( ‘ " y 
=“•’(» — 7 ) A’p.i'.e]?'' 
—%S j [j — \ , i,c] — [i I , ic ] j y' 
Geht man hievon zum Reellen über, so bekommt man 
(dF 
\di 
) = 22i j [i — 1 ,i,c] — [i H- 1 ,*',«] j cos j(i— i » e — U\ 
M) 
j [i — I ,i,s ] — [i -f- 1 ,*',«] \ sin { (i— ip) t — F 
wo U für i'(c — cfi) geschrieben ist. Also um den Dilferentialquotienten 
nach A einer Function von der Form 
F=22’[i,i'>c] cos {(t — ifj) e — U\ ,«] sin {(t — — U\ 
zu erhalten, braucht man nur in Bezug auf jedes Glied den Coefficienten 
des nachfolgenden Gliedes von dem des vorhergehenden zu subtrahiren 
und den Unterschied mit 1 zu multipliciren. In den Functionen, die 
