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L. We in ek, 
ist. Aber aus Fig. 19 folgt: 
df=(R + dR) . ~ R dU Sin - = - — du sin 1" (bis exkl. Gl. 2. Ordg). 
2 2 
Ferner ist 
F = zab — %a. a \/1 — e 
somit 
R 2 du rra 2 v/l - 
- ; — sin 1" =--— 
2 dt v 
und hieraus 
du . 
—— sin 1" 
dt t 
27t a 2 \/l—e 2 
~ R~ 
Dies in v, substituiert, gibt 
2 7t /7,2 
a‘\/ 1— e 2 1 . ^Tt 
v, = R sec i -* - sec z. a‘ 
1 v R 2 R t 
v/i 
1 + e cos w 
• 27t , 
- sec i — a‘ 
P 
V r 
und, weil p — a (1—e 2 ) ist 
2ö7t . 
ii, —---: (l + e cos u) sec i. 
VI 
(14) 
Der mittlere Wert dieser Geschwindigkeit wird erhalten, indem man die kleinen periodischen Glieder, 
welche von u und i abhängen, wegläßt. Setzt man also 
cos i — 1 
i 2 sin 2 
2 
somit sec i— 1-4- 
f 2 sin 2 1" 
so lautet der von. « und z' freie oder mittlere Wert der Geschwindigkeit (v): 
2a zt 
v = •— , - 
tv/1— 1 e 2 
2 ß7t 
welcher sofort in das frühere ü übergeht, da für die Kreisbahn e — 0 ist und —-— die konstante 
Geschwindigkeit einer Bewegung im Kreise, dessen Halbmesser a und Umlaufsdauer t heißt, bedeutet. 
Es ist also für die elliptische Erdbewegung: 
v y — v (1 e cos u) sec i. 
Diese veränderliche Erdgeschwindigkeit ist nun mit der Geschwindigkeit des Lichtes zu kombinieren 
und statt dem früheren k zu nehmen: 
V 
k, = - - - — k(\ + e cos u) sec i. 
V sin 1" 
Jetzt ist 
2 a 7t 1 
Vi — ß2 
diejenige Größe, welche aus den Beobachtungen der Sternpositionen zu verschiedenen Zeiten des Jahres 
ermittelt wird. 
