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ges mit der Voraussetzung einer circulrunden Bahn in Ue-bereinstimmung zu bringen waren, sondern daß diese Hypo»these von den Beobachtungen zuweilen um 10 bis 11 Gradverschieden, die Lange des Mars herausbrachte. NachdemKepler schon im voraus die ungleichen Entfernungen derErde von der Sonne in verschiedenen Monaten des Jahrsund damit die Excentricität der Erdbahn gefunden, konnteer solche bey den jedesmaligen Beobachtungen des Marszum Grunde legen, um dadurch nach folgender zuverläßi-gen Methode, die Entfernungen dieses Planeten von derSonne zu berechnen. Er suchte besonders diese Entfernungin drey betrachtlich von einander liegenden Puncten derMarsbahn nebst den dazu gehörigen heliocentrischen Langendes Planeten, um nicht allein die Gestalt, sondern auch dieGröße dieser Bahn zu bestimmen.

§. 552. Es sey Fig. 80 in 8 die Sonne, in kl der Mars,in 2 und c zwei) Ocrter der Erde zu der Zeit, da der Marssich in dem nemlichen Punct seiner Bahn oder in einer glei-chen Entfernung von der Sonne 8 kl befindet. In demDreyeck 2LL sind die Seiten 28 und L8 nemlich die Entfer-nungen der Erde von der Sonne bekannt, nebst dem dazwi-schen liegenden Winkel an derSonne 28 L, als dem Unter-schied der beyden Langen der Erde in2und L. Hieraus fin-de» sich nach §. zz. IV. die Winkel 82c und 8(12 und nach§. zz. I. die Seite ad. Der Winkel kl 2 8 ist der beobachteteLangenuntcrschied des Mars und der Sonne, wird davonder gefundene Winkel c-5 subtrahirt, sochleibt kl 2 c übrig.Wenn man ferner 8 L 2 von 8 Lkl subtrahirt, so restirt kl c 2.