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zeichnen, und diese in dem Puncto der Bahn anfangen, wo dieGeschwindigkeit der Sonne am grössten, oder ihre Entfernungvon der Erde am kleinsten ist. Nach einer Zeit von t Tagen seitdem Durchgänge beyder Sonnen durch diesen Punct wird derWinkel des Radius der mittlern Sonne mit dem ersten Radius

der wahren Sonne zur Zeit t mit dem ersten Radius und r dieEntfernung der wahren Sonne in dieser Zeit von dem Mittcl-puncte der Erde. Nennt man a die mittlere Entfernung oder diehalbe grosse Axe der von der Sonne beschriebenen Ellipse undaeihre Exccntricität., so ist, -wie bekannt,

die Gleichung der Ellipse. Ist aber -j- f die Fläche, welche denRadius r in der Zeit t und -j- F die, welche er in der Zeit T be-schreibt, also -j F die ganze Fläche der Ellipse , so hat man, danach dem Vorhergehenden diese Flächen sich wie ihre Zeitenverhalten,

halben Peripherie zum Halbmesser des Kreises ausdrückt, alsoist auch

T

Und da d.f = r’ d v ist, so hat man, wenn man diese bey-den Werthe von d f gleich setzt, und für r den oben gegebenen

T

Werth, so wie für d t seinen Werth - . d m substituirt,

2 '7T

(l - £*) (x -f- E Cos v)

Diesen Ausdruck leichter zu integriren , kann man ihm fol-gende Gestalt geben

r

a (i — Q1 -{- e Cos v

T:t = jF: jf oder

17

T

Es ist aber i F = * a’ \f i — e% wo- ir das Verhältmss der

d f —

. d t

d m 3

d v

( x “ Ov L( l + 0 Cos ’ T v + ( l — £ ) Sin'Hv]d v

(i + ey Cos ' 1 iv[i-f-