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setzen die Entfernung p des Planeten von der Sonne als bekanntvoraus, und da diess nicht genau Statt hat, so ist es besser, dieGrösse

b, 1 b

wegzulassen. Man bat n'ähmlichSinb = ü Sin ß

r

wo man für ß die verbesserte geocenirische Breite setzt, und über-dicss

db = t Cos (ß —b) d /3-j- Sin (ß—b)

r r

w’O p und dp unbekannt, ist.

D ie Correctionend X , d ß

aber sind, wie man aus dein vorhergehenden sieht, durch dieBeobachtungen unmittelbar gegeben, daher man die zwey in §. 5gegebenen Bedingungsgleichungen für

d X und d ß

entwickeln, und sie den Resultaten der Beobachtungen beyfügenkann.

Endlich w r ird man noch bemerken, dass die §. 5.'I. und II.gegebenen Ausdrücke auch sehr bequeme Mittel geben, einzelneElemente

9, 5T, £ . .

durch Vergleichung mit den Beobachtungen zu verbessern, wennsie noch als vorzüglich fehlerhaft erkannt werden, oder wenn dieübrigen Elemente schon der Wahrheit nahe genug bekannt sind;ein Verfahren, welchesjdie früheren Astronomen besonders beyden alten Planeten h'aulig anwendelen, und wovon man umständ-liche Belehrung in Lalandcs und Schuberts Astronomie Th. II.linden wird.