198 
gen är nu visserligen att erhålla denna utveckling fortgående 
efter tvenne af tiden beroende vinklar eller argument, de 
T 
s. k. anomalierna; men om förhållandet — ej väsentligt öfver- 
stiger^i så kan man till en början verkställa utvecklingen 
efter nämnda förhållande, hvarefter de återstående trans- 
formationerna, hvilka erfordras för att ernå den åsyftade 
formen, jemnförelsesvis lätt låta utföra sig. Antager dock 
T 
^ värden, som mera närma sig enheten, så blifver den 
ifrågasatta utvecklingen mer och mer besvärlig och upphör 
slutligen att vara praktiskt utförbar. 
I följd af den vanligen högst betydliga excentriciteten 
. . T 
hos de elliptiska kometbanorna varierar förhållandet —/ 
då r eller r 4 betecknar en sådan komets afstånd från solen, 
emellan ganska vidt åtskiljda gränser. För att förenkla 
framställningen i det följande skall jag inskränka betraktelsen 
häröfver till ett specielt fall, i hvilket må antagas att komet¬ 
banan ligger helt och hållet inom banan af den störande 
planeten d. v. s. att detta förhållande ständigt är mindre 
än enheten. Banan af den sednare är inom vårt solsystem 
vanligen mycket litet excentrisk, hvaraf följer att förhål- 
r 
landet i det närmaste är föränderligt proportionelt mot 
1 — e Cos s 
där vi med e beteckna kometbanans excentricitet och med e 
kometens excentriska anomali. Man inser med stöd häraf att 
T 
utvecklingen efter potenserna af — n så vidt den konstanta 
faktorn häraf ej väsentligen öfverstiger n-, är starkt kon¬ 
vergerande så länge e fallar emellan gränserna — 90° och 
—j— 90°; att ifrågavarande förhållande deremot förlorar nämnda 
