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ser Bahn gegen die Ekliptik ; u die heliocentrische Lange desPlaneten in seiner Bahn, und u = v — k das Argument derBreite des Planeten; y der Winkel der Comniutal i oti , oderder Winkeider Linie r'R' an der Sonne ; 1/ die Elongation,oder der Winkel der p TV an der Erde, und ir die jährlicheParallaxe, oder der Winkel der r' p an dem Planeten.

§• 2 .

Der heliocentrische Ort des Planeten sey gegeben, so wie derheliocentrische Ort der Erde, man suche die geoceutrische Rect-ascension und Declination des Planeten.

Wird die Lage der Erde gegen die Sonne durch die dreyrechtwinkligten Goordinalen X'Y' Z' bestimmt, wo X’ in derLinie der Xachlgleichen und X' Y' in der Ebene der Ekliptikliegt, so hat man

X' = R Cos B Cos LY' = R Cos B Sin LZ' = R Sin B

Sind aber X Y'Z die analogen Coordinaten der Erde , undX Y in der Ebene des Aequalors, so hat man, wenn e die Schieleder Ekliptik bezeichnet

X = X'

Y r = Y"' Cos e — Z' Sin c•Z = Z‘ Cos e -|- Y’ Sin e

also ist

X = R Cos B Cos L

Y = R Cos B Sin L Cos e — R Sin B Sin e

Z = R Cos B Sin L Sin c + B Sin ß Cos e

wofür man, da B immer sehr klein ist, in den meisten Fällen

setzen kann

X = R Cos L

Y — R Sin L Cos eZ = R Sin L Sin e

und diese Coordinaten X Y Z gehören eigentlich für den Punktder Oberfläche der Erde, aus welchen der Beobachter die Längeder Sonne S = L — 180° gesehen hat. Sind daher ^ v 2 die ana-logen Coordinaten , welche den Ort des Beobachters auf der Ober-fläche der Erde gegen den Mittelpunct derselben bestimmen , undbezeichnet man durch <p die geoceutrische Polhöhe des Beobach-ters, durch M die gerade Aufsteigung des Zenilhs, und endlichdurch p die Entfernung des Beobachters vom Mittelpuncte derErde, so ist