3 m

und eben so

p/= 0.02283 q' =— o . oo 3 o 3

Die Massen dieser beyden Planeten sind

in r= z—- und m / = ——

33 o 8 1007

die Masse der Sonne als Einheit angenommen. Man hat da-her aus 13. Nr. II

lt = 1 9 . 5 ° i 5 / 4 o a A = o. oi 537 A / = — o . 00661IV = io 3 ° 38 ' 40" B = 0.0290.5

N (m \/a -j- nV \/a')

und aus der Gleichung g = —

\/aa'

folgt

=— 25 a 5 j 5 b. Die beyden Gleichungen des §. 12. Nr. I aber geben

lg » = o. 03287 \/1 -f- o . 82665 Cos [2 1 0 87'—25". 6766 tj und

tg co' = 0.02980 1 ■ —-0.43290 Cos [21 0 87'—25 '. 5756 t]

Es ist daher B -j- A = o.o 444 2 undB—A = 0.01 368 , also die gröfsteund kleinsteNeignng der Saturnshahn gegen die EclipliU 2 ° 32 / 4 o //und 0° 47 'i für die Jupiterbahn aber ist die gröfste Neigung2 0 2'3o" und die kleinste i° 17/ 10".

Auch die Knoten dieser beyden Hahnen mit der Erdbahn ge-hen nicht immer nach derselben Richtung fort, sondern sie sindzwischen bestimmten Gränzen , zwischen welchen sie vor undrückwärts gehen, enthalten, weil B ;> A (yid. $. 12. Nr. IV) ist.Die Entfernung dieser Gränzen beträgt für die Saturnusbahu3 i° 56 ' und für die des Jupiter i 3 ° io' zu beyden Seiten ihresmittleren Ortes. Die Periode endlich, in welcher die Neigun-gen sowohl als die Knotenlängen beyder Bahnen von ihrem klein-sten YVerlhe bis zu ihren grüfsten gelangen ist

36 o° 3 öo. 6 o 5

g ~ 25 . 5 j 5 b

eine Periode, deren lange Dauer uns eine Idee von der grofsenAusdehnung der Theorie der allgemeinen Schwere gibt, welcheuns, durch die Analyse unterstützt, den Zustand unseres Systcmesvor und nach vielen Jahrtausenden von der gegenwärtigen Epo-che kennen lehrt.

1 . Um eben so die Aenderungen der Excentricilät und derLänge der Perihelienj dieser beyden Planetenbahnen zu linden ,hat man nach dem Vorhergehenden .. g = üV'ijqoö und<y = 5 “ 585 1also auch

50670 Julianische Jahre,

A — o.04877

Bj= 0.o 353 ek = 3 o 6 ° 35 /

A' = — 0.01715» = 2l(l‘ 17'

IV = o . 04321\