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Diese Resultate weichen von den früher erhaltenen ein wenig 
ab. Doch in dem Falle, wo es sich um qualitative Resultate han¬ 
delt. spielt diese Abweichung keine bedeutende Rolle, umso mehr, 
als die Störung in der Exzentrizität nach der Gauß - Hübschen 
Methode als unsicher bezeichnet wurde. Das ist der Grund, warum 
wir bei den Untersuchungen der Störungen der weiter angegebenen 
Planeten die Lagrange’sche Methode, als die viel kürzere, anwenden. 
Jetzt gehen wir zu unserer Hauptfrage über. Es handelt sich 
darum, wie sich die Radien-Vektoren in der Nähe des gemeinsa¬ 
men Knotens verhalten, mit anderen Worten, ob man im Laufe 
der Zeit wegen der Säkularstörungen eine solche Epoche heraus¬ 
finden kann, wo die Radien-Vektoren der zwei Planeten in der 
Nähe des gemeinsamen Knotens beinahe gleich sind. Dann muß 
selbstverständlich der Einfluß des Mars sehr stark hervortreten und 
die Bahn der Brucia stark ändern. 
Wenn man mit i, U, i'. ü' die Neigung und Knotenlänge der 
Brucia- und der Mars-Bahn in bezug auf die Ekliptik, dann mit 7 
die gegenseitige Neigung dieser zwei Bahnen und mit 77 und II' 
die Winkelentfernungen der zwei Perihelien vom aufsteigenden 
Knoten der Mars Bahn in bezug auf die Brucia-Bahn bezeichnet, 
bekommt man folgende Formeln: 
sin I cos (77 — co) = — sin i cos i' -(- cos i sin i' cos (Q‘ - 
sin 7 sin (77 — co) — — sin i' sin (Q' — Q) 
sin I cos (77'— co*) — cos i sin %' — sin i cos i' cos (Q' - 
sin 7 sin (77' — co') — —sin i sin (Q* — Q) 
Aus diesen Gleichungen können wir 77 und 77' berechnen. Da 
weiter n und n' also auch co und co' bekannt sind, kann man 
leicht die Länge des gemeinsamen Knotens der zwei Bahnen be¬ 
stimmen. Damit findet man ohne weiteres die Anomalien und die 
Radien-Vektoren beider Planeten im Momente, wenn sie sich auf 
der Knotenlinie befinden. 
Für die gegenwärtige Lage der zwei Bahnen findet man auf 
grund dieser Formeln, daß die Länge des gemeinsamen Knotens 
(auf der Mars-Bahn ist es der aufsteigende Knoten) ungefähr 281° 
beträgt. Da aber das Brucia-Perihel um 293° und das Mars-Perihel 
um 334° liegt, so sieht man, daß in dieser Lage die Radien-Vekto¬ 
ren stark voneinander abweichen müssen, weil die mittlere Entfer- 
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