METHODE ZUR BERECHNUNG DER ABSOLUT. STÖRUNGEN DER KL. PLANETEN. 125 
excentrischen Anomalie verwandeln lässt. Die Anwendung der Glei- 
chungen 
rcosf= ac0ose — ae, 0 C0SW = acCosn — ae 
rsmf= acospsine, ge Sno = acospsinn 
r=d— de Ccose ‚o=a— «aecosn 
giebt nun ohne Schwierigkeit 
N=:)— 3(1—+e?) + 2e cose — +e’ cos 2e | 
+? cos(y-+&)— 3e cos + (k—e?) cos(7— 8) —e cos(y—2e)| 
T A . ER (60) 
N=—,- je sine — +e* sin 2& 
cos’ p | 
+ e* sin (n+e) —e sinn— (2—e°) sin (n—e) +e sin (7— 2%) || 
Der strenge Ausdruck für U des vor. Art. giebt für die erste Annäherung 

U= 2 sin(o—f) (7) cosi 
und wenn man hierin auch die excentrische Anomalie einführt, 
a N EN Par 
wo 
0 = esine — te sin 2e 
+ 4e* sin (n„+e) —$e sinn + (1 + 4e?) sin (7—e) — te sin (n—2e) (62) 
also eine Function von derselben Gattung ist wie M und N. 
Der partielle Differentialquotient () ist die Gomponente der stö- 
renden Kraft, die in der Richtung des Radius Vectors, und (7,) die, 
welche senkrecht auf die Bahnebene wirkt. Nennt man für einen Augen- 
blick v die Geschwindigkeit des gestörten Planeten, so ist (2) die 
Gomponente der störenden Kraft, die in der Richtung der aa an 
der Ellipse wirkt; dieses findet man leicht durch die Bemerkung, dass 
D - 2 D 
u? = —- (1 e? cos°e) 

ist. 
43. 
Für die Störungsglieder zweiter Ordnung in Bezug auf die Massen 
setze ich 
za" +Br+0öt ae . 
de cost cosi 


+Fnö!’+ GV +H - 

cos Ü 
