des Planeten noch die Aberration und die Parallaxe setzen, unddann entweder sie mittels der scheinbaren Schiefe der Ekliptikauf Rcctascension und Declination bringen , oder auch die beob-achtete Rectascension und Declination mit derselben scheinbarenSchiefe auf Länge und Breite reduciren.

Wählt man aber zweytens die mittlern Orte zur Verglei-chung , so wird es am bequemsten seyn, bey den vorhergehendentabellarischen Berechnungen des geocentrischen Orts des Plane-ten und der Sonne die Nutation ganz vvegzulassen, und sie mittelsder mittlern Schiefe auf Rectascension und Declination zu brin-gen, dafür aber die beobachtete Rectascension und Declinationvon der Nutation , Aberration und Parallaxe zu befreyen, oderauch aus diesen von jenen drey Störungen befreyten beobachtetenRectascensionen und Declinationen mit der mittlern Schiefe diebeobachteten Längen und Breiten zu suchen.

Sicherer ist es, in beyden Fällen das erste Verfahren beyzu-behalten, d. h. die Rechnung bis zu den Rectascensionen undDc-clinationen fortzuführen, weil bey dem zweylen Verfahren einFehler der Beobachtungen, der entweder in der Rectascensionoder in der Declination begangen wurde, die daraus abgeleitetebeobachtete Länge und Breite zugleich entstellt.

§. 7.

Bisher haben wir uns bloss mit der Aufgabe beschäftiget, ausdem heliocentrischen Ort eines Planeten oder Kometen den geo-centrischen Ort desselben abzuleiten. Da aber durch die Beobach-tungen unmittelbar die geocentrische Lage dieser Körper gegebenwird, so müssen wir nun noch aus dieser den heliocentrischenOrt derselben abzuleilen suchen , wodurch die gegenwärtigen Un-tersuchungen vollständig gemacht werden.

Bestimmt man die Lage des Planeten gegen die Sonne durchdrey rechtwinklichte Coordinaten x , y, z, von denen x in der Kno-tenlinie der Bahn mit dem Äquator, und xy in der Ebene desÄquators liegen, so ist, wenn die vorige Bezeichnung der Grös-sen a d KNU beybehalten wird

x = r Cos d Cos (a — K) = r Cos U

y = r Cos d Sin (a — Iv) = r Sin U Cos N

z = r Sin d = r Sin U Sin N

Eben so hat man für den heliocentrischen Ort. der Erde

X = R Cos D Cos (A — K)

Y = R Cos D Sin (A — K)

Z = R Sin D

und daher für den geocentrischen Ort des Planeten