heyden Aenderungen verschwinden für die Kugel, und könnendaher, wenn sie exisiiren, nur eine Folge der Abplattung derErde seyn.

Jene äufseren Kräfte aber, welche diese Störungen bey derabgeplatteten Eide hervorbringen, können allein von der Sonneund von dem Monde kommen, da alle andern Gestirne zu schwachoder zu weit entfernt sind , um in der Rotation der Erde einemerkliche Veränderung hervorzubringen. Betrachten wir zuerstdie Wirkung der Sonne und sey v die Länge der Sonne von dembeweglichen Friiiilingspunkl ; y die Neigung der gegenwärtigenEkliptik gegen die für eine bestimmte Epoche ah; lest angenom-mene Erdbahn, und L die Länge des aulsteigenden Knotens desAeipiators auf der festen Fbene der Ekliptik.

Drückt man also die Lage der Sonne gegen den Mittelpunktder Erde in Beziehung auf die bewegliche Ekliptik durch die1 eriitwinklichten Coordinaten Q aus, wo £ in der Linie derveränderlichen Nachtgleichenlinie und v 1 in der beweglichenEkliptik liegt, so ist f Cos v, ?/ = rSini' und — o. Sinddann die Coordinaten der Sonne gegen den Mittelpunkt der

Erde in Beziehung auf die feste Ekliptik, so bat man, wenn manin den Gleichungen des (Kap. IV. §. 2) S = y und <j>=\p — — ],sclzt,

f = (Cosy Sin 5 L -J- Cos 5 L) -]-(Sin LCosL—Cosy SinL CosL)v =£'(— Cos yCos LSin L_Sin L CosL) -j-n^Cos yCos’L-f- Sin’L)

£ — %> SinySinli- v 1 SinyCosL.

Aus der ersten dieser Gleichungen erhält man

g C cy 1

= — Cos v ja Cos“ — -{- Cos 2 L — Cos y Cos 2 L)j

-f- j f Sin v Sin 2 L — £ t; Cos y Sin v Sin 2 Loder g = $>Cos 5 ^ y Cos v -j-f Sin 5 f y Cos (v — 2 L)

und eben so findet man

•v — q Cos 2 y Sin v — f Sin 5 y Sin (y — 2 L) undg = t; Sin y Sin (v — L).

Vernachlässiget man die höheren Potenzen von y, so ist

£ v ~ i q 2 Sin 2 v££ = ^ySin( 2 v — L) — J^ySinLv £ = y Cos L — i y Cos (2 v — L)v 1 — <f 3 = 4 f 5 (1 —Cos 2 v ).

Nimmt man die Sonnenbahn kreisförmig an, so ist f = a undv - mt, wo a die halbe grolseAchse fler Sonnenbahn und 111t die mitt-lere Länge, also m die mittlere tägliche Bewegung der Sonne ist.