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Th. V. Oppolzer. 
zur Abkürzung eingesetzt wurde: 
cos k\[l~hm l-f -7 
_ 1 X 
cos I- 1-7 
% 1 _F 
']/ % 1 Z 
cos k\fl-+-m 1 -hy 
dl 
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dt a. 
'0 
a, 
'0 
ln der letzten Formel ist die Multijdicatioii mit der mittleren täglichen siderischen Bewegung des Him¬ 
melskörpers ausgeführt, um sofort die Störungen der mittleren Anomalie zu erhalten. 
Es dürfte schliesslich erwünscht sein, alle jene Formeln zusammengestellt zu finden, welche bei einer 
thatsächlicheu Berechnung in Anwendung gezogen werden können; hierbei wird es sich als vortheilhaft 
erweisen, die Bedeutung der oben angeführten Buchstaben in Etwas abzuändern, um dem praktischen Bedürf¬ 
nisse möglichst Rechnung zu tragen. 
Ist und «(, die Länge des aufsteigenden Knotens und die Neigung der zu Grunde gelegten Bahn¬ 
elemente in Bezug auf eine gewählte fixe Ekliptik, sind und Ä,,' die auf dieselbe Ekliptik bezogenen helio- 
centrischen Breiten und Längen des störenden Planeten, seine Entfernung von der Sonne und n^^ seine 
Masse inTheilen der Sonnenmasse, so hat man zunächst für die in Betracht kommenden Epochen zu berechnen: 
cos /ij cos Lj = cos/3,; cos(A;— 
cos /lj sin L^~ q cos(()— 
cos^o /I -t-m 
7 sin ^ = sin /3„', 
q cos Q = cos /3j sin (Aj—ßj , 
cos 7/, cos (Lj—W y), 
sin = q sin [Q — 
I) 
2 !j = rj sin Bj, 
In diesen Formeln stellt den Excentricitätswinkcl, den Abstand des Perihels vom Knoten und die 
balbe grosse Achse der zu Grunde gelegten, als constant zu betrachtenden Elemente des gestörten Planeten 
dar, m ist seine Masse in Einheiten der Sonnenmasse. 
Bei der Anwendung, welche man von den vorstehenden Formeln macht, wird wohl stets m = 0 gesetzt 
werden dürfen, und daher die Berechnung des Formelsystems I), da keine rückwirkenden Störungen zu 
betrachten sind, ephemeridenartig bewerkstelligen können, wobei die Rechnung für jeden störenden Planeten 
gesondert durchzuführen sein wird. Da die hier auftretenden Integrale im Allgemeinen kleine Grössen sein 
