4 >&

5 - 3 -

Die zuletzt gefundenen Werthe von dN , dN', dN" sollennun in den Gleichungen (I) des $. 1 substituirt werden. Vordieser Substitution aber bemerke man Folgendes:

Nimmt man an, dafs die Erde ein durch Umdrehung einerEllipse um ihre kleine Achse entstandenes Spluiroid ist, so ist

dN .

bekanntlich A = B, also auch = o. Ferner sind die Coordi-

unten x v z der Gleichungen (1) ganz vvillkührlich genommen,und dadurch diese Gleichungen selbst in ihrer ganzen Allgemein-heit dargestellt. Wollen wir uns z. B. vorstellen, die Ebene derx y sey die F.bene der Ekliptik , so ist 5 die Neigung der Eklip-tik gegen den Aequator, und p der Winkel der x mit der erstenfreyen Achse. Nehmen wir aber statt der Ekliptik den Aequatorselbst, in welchem zwey der freyen Achsen liegen, und nehmenwir ferner die neue Achse der x als die erste freye Achse an,so ist S = o, und p = o. Die ersten der Gleichungen (1) ist dannd p = o, odcrp = D, wo T) eine constante Gröfse ist, und diebevden andern Gleichungen (I) sind

A d q + (C—A) rD.dt- —

dN'

A d r -f- (A—

•C) q D . d t:

dt.

d N' (

IN«

tuler wenn man die Werthe 1

von --, •

d t

d t

aus (jj.

2 substiti

Adq

(C—A) r D d t

3 M d t

(C-

-A)yz

1

3 M d t

r (0.

Adr

+ <A—C) q D d t

~ ? 3

(A-

-C) X 7 .

I

J

Ueberdiefs war pdt = dp — d\J/ Cos 9, und da d vjv die Verän-derung des Winkels der beyden Achsen der x, eine sehr gerin-ge Gröfse ist, so ist sehr nahe pdt = d p oder d = D. dt.

5 - 4 .

Die Gleichungen (i) enthalten die Störungen der Dotationin Beziehung auf den Aequator. Will man diese Störungen , demastronomischen Gebrauche gcmäfs , in Beziehung auf die Eklip-tik, als feste Ebene, wofür wir die Lage der Ekliptik für irgendeine fixe Epoche nehmen wollen , erhalten, so wird man dreyneue Coovdinaten £ y t; einführen, von denen | u in der Ebenedieser festen Ekliptik, und | in der Linie der Nachtgleichen