4

= d 1 — (n -}- n ) d’ 1 --J- (n n' -f- nn" -|- iv n") d 3 I -f-

V<J mj

7 (^) = d 3 1 - (n + n' + n") d 5 1 +

und ähnliche Ausdrücke wird man auch für die geocentrischenBreiten haben , wenn man

%, 1, 1' . . in ß , b , b 1 . .

verwandelt. Diese Ausdrücke werden offenbar desto genauer seyn,je mehr Beobachtungen man anwendet, und je kleiner die Zwi-schenzeiten sind. Am vortheilhaftesten wird es seyn, die Epochein der Mitte der Beobachtungszeiten , und so viel möglich aufLeyden Seiten der Epoche gleich viel und gleich weit entfernteBeobachtungen zu wählen. Noch muss bemerkt werden , dass man,wenn man als Einheit der Zeiten t die mittlere Bewegung derErde um die Sonne annimmt, hat

dl =

36o . 6o ] . d m

wo T das sidcrische Jahr der Erde bezeichnet. Es ist aber

3fio . 6o’

T

= h

3548/'l866,

also ist

/'d AN 1 /’d A\

tj h \d 111 J

u.

Vd tV h’ Vd m> J

s. w.

I. Behält man nun die im Anfänge dieses Kapitels angenom-menen Bezeichnungen bey, so sind die bekannten Gleichungender Bewegung des Planeten oder Kometen, wenn man seineMasse gegen die der Sonne vernachlässigt, und die letzte gleichder Einheit setzt 7

d~t* ‘ ~ ~ ° J

und eben so für die Erde, wenn die coordinirte Ebene der x yin der Ekliptik liegt