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P. A. Hansen, 
wozu noch die Ausdrücke des Art. 80 für /’ und d 2 u kommen. — 
Geht man diese Zusammenstellung durch, so findet man eine Anzahl 
kleiner Glieder, die auf den Ort der Egeria nur sein- geringe Wirkung 
äussern, und weggelassen werden können. Im Voraus weiss man 
dieses aber nicht, und muss daher, wenn das Resultat vollständig sein 
soll, sie in der Rechnung mit berücksichtigen. Es befinden sich aber 
auch in der vorstehenden Tafel mehrere Glieder, die sehr bedeutenden 
Einfluss auf den Ort der Egeria haben, und zu erkennnen geben, dass 
man in der Theorie der kleinen Planeten das Quadrat der störenden 
Kraft wenigstens nicht immer übergehen darf. Die in den Ausdrücken 
von nd'z und v enthaltenen Säcularänderungen haben einen bedeutenden 
Zuwachs erhalten. Der Cooflicienl des in nd'z mit nt sin e und v mit 
nt cos e multiplicirten Gliedes ist um fast die Iliilfte grösser geworden, 
und der bcz. mit nt cos e und nt sin « fast um den fünften Theil. Die 
Uebergehung dieser Glieder würde sehr merklich sein. Ferner hat der 
CoefTicient der Ungleichheit langer Periode, welche vom Argument 1, — 3 
abhüngt, durch Zuziehung des Quadrats der störenden Kraft eine 
Aenderung von mehr wie eine Minute, und der des Arguments 2, — 3 
eine Aenderung von fast einer halben Minute erlitten. Da «=1,52 ist, 
wenn man für die Einheit in t das Julianische Jahr wählt, so zeigt die 
vorstehende Tafel ferner, dass der CoefTicient des Arguments 1, — 3 sich 
jährlich um mehr wie eine halbe Secunde vermindert. Die Säcularände- 
rung der mittleren Länge, nemlich das Glied — 0"0000187 «Y-, ist bei 
der Egeria w'ie bei den alten Planeten klein, ebenfalls sind die Breiten- 
störungen der Egeria, die vom Quadrat der störenden Kraft abhängen, 
nicht sehr bedeutend. 
92. 
Indem wir jetzt zur Bestimmung der Theile der willkührlichen 
Constanten übergehen, die vom Quadrat der störenden Kraft abhängen, 
müssen wir zufolge des §. 5 (II) aus den Angaben des vor. Art. zuerst 
die numerischen Werthe der dort (nd'z) .. , (V) ( ddz ) (—) 
f du \ ' /0 y °’ Vc° s <7 0 ’ V d « J 0 ’ 
( cos i d f)° S enannten Grössen rechnen. Die ersten drei dieser bekommt 
man unmittelbar durch die Substitution der der hier angenommenen 
Zeitepoche entsprechenden Werthe der Argumente, und indem man 
ausserhalb der Sinus- und Cosinuszeichen /= 0 macht. Um die beiden 
