86

x = — o.og6io2y = — o.4o5b427. ■= — o.2ogiS5 wie zuvor.

IT. Die vorhergehenden Betrachtungen bahnen uns einenneuen Weg zu einer sehr bequemen Auflösung unsers Problems.Unsere Planetentafeln sind so eingerichtet , dass man aus ihnenfür jede gegebene Zeit das Argument der Breite u, und den Ra-dius Vector r finden kann. Mit der bekannten Neigung n der Bahngegen die Ekliptik und der Länge k des aufsteigenden Knotensder Bahn in der Ekliptik findet man dann aus zwey angehängtenTafeln , deren Argument u ist, die heliocentrische Breite b, unddie Reduction auf die Ekliptik c, welche Grössen man auch durchfolgende Gleichungen bestimmen kann

Sin b — Sin n Sin n

Sin c = tg ü tg b Cos u2

woraus dann die heliocentrische Länge1 = u -f- k — c

folgt. Kennt man aber die Grössen

r, 1, b

so sind die rochtwinkl. Coordinaten, welche die Lage des Plane-ten gegen die Sonne geben, wenn x' in der Linie der Nachtglei-chen, und x' y' in der Ebene der Ekliptik sind,

x' = r Cos b Cos 1y' = r Cos b Sin 1z' = r Sin b

und da die Grössen

r,l,b

unmittelbar aus den Tafeln genommen werden , so hat die Ent-wicklung der Coordinaten

x' y' z'

keine Schwierigkeit, als die weitere Reduction derselben auf denAequator , mit welcher Reduction wir uns bisher beschäftigethaben.

Diese Reduction kann man aber gänzlich vermeiden, wennman den Planetentafeln eine andere, nähmlich dieselbe Einrich-tung gegen den Aequator gibt, welche sic bisher gegen die Eklip-tik hatten. Zu diesem Zwecke wird man die Planetentafeln soeinrichten, dass sie, wie vorhin r und u, jetzt r und U = u — 0geben , und dass sie aus zwey angehängten Tafeln, deren. Argu-ment U ist, die heliocentrische Declination d, und die Reduc-