Methode zur Berechnung der absolut. Störungen der kl. Planeten. 291 
CT = F (1 ,s) + |G(2.s)- (|— e 2 ) 77 (0. «) 
Z>T= — G('l.c) — cF(l.c) — ieG(2.c)-f-ie//(0.c) 
womit schliesslich 
— y JG (1 • e) - 4 - eF {\ . c) + * eG (2. c) — -j-e77(0. c)| 
erhalten wird. Eliminirt man durch diese Gleichung G' (1 . s) aus dem 
Coefßcienten von s des Ausdrucks (58), und bedenkt, dass G(1.*) = — 
ell(0.s ) ist, so wird dieser Coefficienl 
— ifeF(0. s) -4- e«77(0.s) + 0(1 — e 2 ) 77(0. s) — c/77 (0. c ) j 
Führen wir ausserdem die oben gegebenen Ausdrücke von dll(0.s) und 
z/77(0.c) ein, so verwandelt sich (58) in 
dv = — \\edH (0 . s) -t- ß cos ~cp 77 (0 . s) j s 
— \dll (0 . s) e cos t -+- \dll (0. c) f sin s 
(61) 
welches die Form ist, die zufolge des Art. 1 17 die Säcularanderungen 
in dv haben müssen. 
121 . 
Wenden wir uns jetzt zu den Breitenstörungen, und nehmen an, 
dass von der im Art. 116 mit II bezeichneten Function die folgenden 
Glieder erhalten seien, 
II — T'(O.s) -+- V'(0.»)cosjy — V (0. c) sin jy 
die die Einzigen sind, aus welchen die Verbesserungen der Säcular- 
anderungen in du hervorgehen können. Hieraus ziehen wir 
Von u entnehmen wir aus dem Art. 50 (II) die folgenden Glieder 
—-■== — cV(O.s)« — V(0.c)esinf -+- F(0.s)ecose 
woraus 
^ = — V(0. c) € cos « — F(0.s)csinf 
sich ergiebt. Multiplicirt man diese bez. mit 
d J = ß cos s -4- ey sin e 
du =y-\-ß sin e — eycoSf 
ßcos f -4 - ey sin s 
so ergiebt sich 
19 * 
