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und was die Grösse I betrifft, so findet, man sie aus der bekann-ten Grösse L durch die Gleichung §.

1 = Xj —f— 6 g 26"54 Sin (L — p)

72. 68 Sin 2 (L — p)

-j- 1. 06 Sin 3 (L — p)

+ o. 02 Sin 4 (L — p)

Man bemerkt von selbst, dass man mittels der letzten Reiheauch den gegebenen Werth \on d t durch blosse Functionen vonL ausdrücken kann. Nimmt man mit Piazzi an

für 1800. 00 für 1900. 00

e = 25 ” 27' öö"7 e = 20 27 V. 6

p = 279 2g 0.0 ]i = 2in 12 3 o. n

2 e — ll = 1” 55 ' 26"6 7 2 s — — = P 55 ' 7"84

4 4

so findet man für 1800

d t = 79.” 36 Sin L + 43-3 • 8 Cos Tj

— 5g7- 08 Sin 2 1 1 -J- i .6 . Cos 2 L

— 3 . 42 Sin 5 L — 18.8 Cos 3 Tj

-{- i 5 . 26 Sin 4L — 0.2 Cos 4 L

+ o. i 5 Sin 5 L -j- 0.9 Cos 5 L

— o. 40 Sin 6L -j- o . 1 Sin (I

— 0.1 Sin (2 L + <£)

fiir igoo + 75 P

d t = g 5"4 Sin L -f- 452 • 3 Cos L

— 5 g 6 . 2 Sin 2 L 1.8 Cos 2 L

— 4. o Sin 3 |L — 18 . 6 Cos 3 L

+ i 3 . 2 Sin 4L — o . 2 Cos 4L

— o. 2 Sin 5 L + 0-9 Cos 5 L

— o. 4 Sin 6 L -j- 0.1 Sin 4 1 (C

— o . r Sin (2 L + fl $ )

+ rrP

Die Bestimmung dieser Störungen , deren Summe wir hierdurch P bezeichnet haben , gehört der höheren Mechanik oder derphysischen Astronomie an , welche der Gegenstand des dritten Bu-ches sevn wird. Wenn die Planeten bloss der Wirkung der Sonnegehorchten, so würden sie um den Miltelpunct der Sonne, alsBrennpunct, rein elliptische Bahnen beschreiben ; da sie aber aucheiner auf den andern und auf die Sonne selbst zurückwirken , soentstehen daraus in ihren elliptischen Bewegungen Störungen,Perturbationen, welche auch durch die Beobachtungen deutlichangezeigt, werden , und die man zu bestimmen wissen muss, wennman genaue Tafeln der Bewegungen der Planeten entwerfen will,eine Aufgabe, die die Kräfte unserer Analysis übersteigen würde,wenn nicht glücklicher Weise die geringe Masse aller Planeten