Methode zur Berechnung der absolut. Störungen der kl. Planeten. 205 
. and'z 
V > 
1 
ae sin t 
r 
— K(0.s) 
+ K[ 1 . c) cos f — K (1 . s) sin e 
■+■ etc. — etc. 
— K'{0.s)e 
+ K'[\ . c)e cos e — K{\ . s)s sinf 
-+- etc. — etc. 
+ Ii (1 . c)f 2 cos f — K\\ .s)f 2 sinf 
-+- etc. — etc. 
wo in Folge des im Art. 32 bewiesenen Satzes das proportionale Glied 
der letzten Function Null gesetzt worden ist, und setzt man hierauf 
und 
M(i) = P(i) -+- J (i) 
M'(i) = P (i) -+-/(*), ausgenommen M'(O.c) 
M"{\ . c) = |ff(0.*) + /(1.c) 
M“{2. c) = /'( 2.c) 
etc. etc. 
r(i.s)=-{//'(o.c)+/(i.s) 
M"(2.s)= J“{2. s) 
etc. . etc. 
N (i) = Q ( i ) ■+■ K ( i ) 
iV(t) = <?'(*) + /T(i) 
iv"(i. c )=— 4-^(0. s) + r(i.c) 
JV'(2. c) = r(2.c) 
etc. etc. 
iV"(1 . s) = -J- Ä*(0 . c) -+- Ä’"(1 . s ) 
iV'(2. *) = JT(2.«) 
etc. etc. 
so bekommt man 
f = M(0.c) 
+ M(1. c )cose + M (l.s) sine 
-+■ M (2. c) cos Sie -h M (2. s) sin2e 
-+- etc. 
-+- etc. 
