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Dritter Abschnitt. Viertes Kapitel.

sich nun die aus ihnen folgende Bewegung nach den da-selbst entwickelten Formeln leicht bestimmen lassen. —Zuerst sind die dortigen Argumente

A^ - A 3 , A., — a , A 3 A 3 oz , A 4 — A 3 cc ,also n k = 2 (n — n) (§. 106.); n 2 = n', weil «' = A' — «'(§. 45.), und weil die Länge des Perigäums der Sonnenbahnto' constant ist, wenigstens hier als constant angesehen wer-den kann; % =■ n L — n 2 ; % = n L + n 2 . Ferner sind diedortigen Coefficienten

*i = l, F 2 - -5e', F z = ^e, F i = -G 1 — f, G 2 — 0, t? 3 = -j- e , t ?4 = f c •

Mit diesen Werthen von F 1 , G L , F 2 , ... und den ausn it n 2 , ... fliessenden Werthen von

= 2 (l — £), = £■, A- 3 = — ä 2 , A 4 = / Cl +

finden sich nun für f t und g i die bereits in §. 105. erhal-tenen Ausdrücke und nächstdem

fz — f 6

r* = -

t

■ 1 - A-2 * 2 ’

2 J 2 + A 3

4 *3 (* 3 2 - 1)

2 +

(A 4 2 — 1) ’

O 2 —

» 03 = T e ' •ffi =--- — I e'

1

‘ 1-2 Ü -***)’

3 4- 2A 3 -p A 3 2

h 2 (* 3 2 - i.l ’

3 + 2 * 4 + A 4 2

' h 2 (A + 2 - 1) ’

und hiermit die gesuchten Coordinaten:

r = 0 , [1 4 - f L w cos A ± + f. 2 w cos d + f^w cos (A 2 — d)+ /> cos (A 1 + «)],

1 = 14- sin A, 4- A/oW-' sin k 4 - g?w sin (A 3 — d)

+ g 4 w sin (A L 4 d).

§. 114.

Wegen der Excentricität der Sonnenbahn kommen dem-nach sowohl für den Radius Vector, als für die Länge, dreiGleichungen hinzu, welche die Anomalie der Sonne und dendoppelten Winkelabstand des Mondes von der Sonne, daseinemal um die Anomalie der Sonne vermindert, das andere-mal um dieselbe vermehrt, zu Argumenten haben, und deren