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Fixsternen. Es zeigt, daß ps, ge, Sg nur im 
Zusammenhang mit Ap und Ae bestimmt sind) 
und aus der Sicherheit, daß Ae und Ap sehr 
klein sind, folgt nur die Kleinheit der Drehungs- 
komponenten, aber nicht ein Zahlenwert. 
Wir kommen nun zur zweiten Methode der 
Festlegung des Inertialsystems, ‘der durch die 
Bewegungen der Planeten des Sonnensystems. 
Schon Newton hat festgestellt, daß unter der 
Wirkung des Gravitationsgesetzes und bei Aus- 
schluß aller Wirkungen von auswärts im Sonnen- 
system Ebenen und WRichtungen inertial be- 
stimnt werden, wenn die aus den gegenseitigen 
Störungen hervorgehenden Bewegungen durch 
Rechnung berücksichtigt werden. Also die Bahn- 
ebenen, somit auch ihre gegenseitigen Neigungen 
und Schnittlinien, ferner die Richtungen nach 
den Perihelen haben abgesehen von ihren be- 
rechenbaren Säkularstörungen feste (mechanisch 
bestimmte) Inertiallagen und können unmittel- 
bar zu Koordinatensystemen verwendet werden. 
Insbesondere gilt dies auch für die Bahn der 
Erde, die Ekliptik, die allgemein als Grundebene ~ 
des Inertialsystems eingeführt wird, auf deren 
jeweilige Lage alle Lagen der anderen Planeten- 
bahnen bezogen werden. Könnte man direkt die 
Beobachtungen auf dieses System beziehen, so 
wäre das Inertialsystem durch die Koordinaten 
der Gestirne in ihm festgelegt. Das ist nun aber 
nicht der Fall, sondern man bedarf zur Beob- 
achtung des Koordinatensystems des Aquators, 
Unterschiede (B—R) der empirisch bestimmten (B) und der rein inertial berechneten (R) ) Sikularbewegung 3 

Bauschinger: Die astronomische Festlegung des Trigheitssy stems. = 


































die Bestimmung der Anfangsrichtung n 
Ekliptik zu erledigen. Man kann dies, wie gle 
ausgeführt werden soll, auch mechanisch aus d 
Planetenbewegung, also inertial zustande brin- 
gen, der Weg der Praxis aber war bisher — 
anderer; man hat nämlich als diesen Punkt : 
der Ekliptik den Schnittpunkt mit dem durch 
die Präzession bewegten Äquator angenommen, — 
die Präzession selbst aber stellarstatistisch, a. 
empirisch bestimmt. Man mußte dies tun, weil 
es aussichtslos erschien, die Präzessionskonstante 
mit der durch die Fixsternbeobachtungen ge- 
forderten Genauigkeit aus den Planetenbeobach- 
tungen, die stets wegen des Planetenbildes 
Fernrohr mit großen Schwierigkeiten sich abzu 
finden haben, abzuleiten. Es ist aber offenbar 
von prinzipieller Wichtigkeit nachzuweisen, daß 
die empirisch bestimmte Anfangsrichtung nicht 
im Widerspruch mit der inertial bestimmten | 
stehe. Zu diesem Ende mußte der Unterschie do 
zwischen beiden ermittelt werden, was nach 
einem Gedanken von Anding folgendermaßen 
gelingt. 
Die eouech tauren der Sükularbewegungen 
der Richtungselemente enthalten die empirisch 
bestimmte Präzession, denn die Einzelbeobach- 
tungen sind an das Fixsternsystem angeschlossen 
und mit diesem reduziert; die rechnerisch ~be- 
stimmten selben Größen dagegen sind rein iner- 
tial; der Unterschied zwischen beiden ist also 
gerade die gesuchte Größe. Nach LE Bi 
nun diese Unterschiede folgende: 




der Richtungselemente. — x 
Merkur Venus - Erde Mars — 
| FE 
Oe OYE Sire rea: + 8,88 + 0",40 —0",10 +0",20 +012 +012 — +0",73 +0,35 g 
DIE es +0,38 + 0,80 +0,44 +0,30 ee ae = + 0,08" 420720—- 
sintd®@ .+ 0,23 + 0,50 +043 +0,08 z — — 0,17. a 0,204 
und muß daher dessen Lage gegen die Inertial-. 
ekliptik festlegen. Das geschieht durch Angabe 
des Punktes auf dem Aquator, den die Ekliptik 
trifft, etwa durch seine Rektaszension im Fix- 
sternsystem, und durch die Angabe des Winkels 
zwischen Ekliptik und Aquator, die Schiefe der 
Ekliptik e. Die Theorie ergibt alle Säkular- 
bewegungen der Richtungselemente als Funk- 
tionen der anderweitig bestimmten Massen und 
der Zeit, bezogen‘ auf das Inertialsystem der 
Ekliptik. Die Beobachtungen, angestellt im Fix- 
sternsystem des Äquators, werden unter Einfüh- 
rung zweier Korrektionsgrößen Ae urd Ae der 
eben genannten Stücke auf die Ekliptik trans- 
formiert. Die Vergleichung gestattet neben der 
Bestimmung der übrigen Unbekannten auch die 
von Ae und Ae und somit der Lage der Iner- 
tialekliptik im Sternsystem. 
Es bleibt jetzt noch, um das Inertialsystem 
aus der Planetentheorie vollständig zu machen, 

~Drehungskomponenten pg, QE, Se der 
. der Bewegung des Merkurperihels hindernd ent- 





















wobei das Newtonsche Gravitationsgesetz und ein 
vorläufiges System von Massen der großen 
Planeten zugrunde gelegt ist. Sie können durch 
leicht aufzustellende Gleichungen in die 
Inertial- — 
ekliptik um die empirische umgewandelt werden, 
Dabei tritt aber, wie ersichtlich, die Anomalie in 
gegen, die dazu zwingt, die betreffende Gleichung 
zu streichen. Die Berechnung ergibt, dzup nach 
Anding und Seeliger: 
pe = qe — 0,0; x = +77,3 a 
d. h. es wird bestätigt, daß He benutzte Bklipt 
ihrer Lage nach inertial bestimmt ist, für den 
Anfangspunkt in der Inertialekliptik aber ‚ergibt © 
sich eine 7”,3 pro Jahrhundert betragende recht 
laufige Bewegung gegen den Anfangspunkt 
empirischen System, d. h. das Fixsternäquino 
Mit andern Worten: um die nach Verwend: 
der wahrscheinlichsten Massen übrigbleiben 
