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Um daraus die Zeit der Opposition T abzuleiten, ist

b : a = A — L : x, x = 17'“ i 5 ' 1"t — n 4 1 55

T = 3 o. Aug. 4 U 56 ' 56 - ’

oder auch

b : a = — A : y, y = 6'* 4 °' 18”

t = 11 36 54

T = 3 o. Aug. 4 h 56 ' 36 "

und für diese Zeit T sucht man die geocentrische oder heliocen-,triscbe Länge Y—\ und die geocentrische Breite ß' auf folgende Art

Länge a:AL = T — t:x, x + L— n‘7 u o' 4 o''o = ra : A L = t ( — T : x', L ( — x' = n 7 040.0=1'oder a: A^-=T — t: x",x — x"= 11‘ 7 0 o' 4o"n = 1'a : A = t ( — T: x'", A, -f- x'" = 11‘ 7» o' 4 »''o = 1 '

Breite a: A| 3 =T— t: y ,ß — x= i 5 ° 1' 46 '8 = / 3 'a: A ß — h — T : y', | 3 ; -|- y' = 1 5 1 46.8 = ß'

Man hat daher als Endresultat aller Beobachtungen Zeit derOpposition

5 o. August 4 1 56 ' 36 "mit Zeit. Maylaudhei. oder geoc. Länge der Pallas= ii* 7 0 o' 4- 0 0geoc. Breite der Pallas

= -f- i 5 ° 1' 46"8

und um andere in den Stand zu setzen , die Berechnung dieserBeobachtungen mit andern Elementen zu wiederhohlen, pflegt mangewöhnlich noch die Elemente der vorhergehenden Rechnung bey-zufiigen. Diese waren

scheinb. Schiefe der Ekliptik 23°27' 55 ". 5llühenparallaxe der Pallas - - - = 2"4

Aberration der Länge - - - =. — i 2"4

Aberration der Breite - - - == — 5 "a

Mutation der Länge - - - - = — i 3 "7

Einige Astronomen pflegen bey den Resultaten ihrer beob-achteten Oppositionen auch noch die heliocentrische Breite b unddie Gorreclionen der Tafeln in heliocentrischer Länge und Breiteoder

d 1 und d b

anzugeben , allein diese Grössenb, d b