o.oo 85

3 '* r .

0.0088 Cotg 5

o. 3 e 33 Cotg 9 = 0.0874

111

0.0078 Cotg 9 = 0.Q007

' v

0.1576 Cotg 9 = — 0.0233

V

o.oi 3 i Coig 3 — — o.oo 52

VI

0.0000 Cotg 3 = 0.0000

2 . di Cotg 3 = o''.o68i

Wir haben daher für die gesuchte säkulare Aeuderuiig derFixsterne

in Breite dß = 5 i ,/ .oi Sin A -J- G^.R 1 Cos A

in Länge dA = — 5 i".oi tg ß Cos X -f- 6".Üi tg ß Cos x

woraus zugleich folgt, dafs die Aenderung der'Breite der Sterneein Grüfstes ist, wenn ihre Länge durch die Gleichung

tg A

ß l °— gegeben wird, das heilst, wenn ihre Länge 82“ ö/p

oder 262° 24' ist, und dafs die erste sich dem Nordpole derEkliptik nähere, während die anderen sich davon entfernen.

I. Nennt man p = tg co Sin 9 und q =. tg o> Cos 9 , wo oa dieNeigung und 9 die Länge des Knotens einer Blanclen - Kahn herzeichnet , so hat man nach Cap. X. §. .4

dp 1

dF = Cq'-q )? 0

dq 1

- = (p-pO 9 q

Um die VYcrthc der Gröfsen p" q" für die Erde zu bestimmen,

dp'' dqt' d Q p' /

so hat man , wenn die Ausdrücke , —j— , - a( .— . . .. sieh auf

die Epoche von 1760 deziehen, und wenn t die Anzahl Jahre seitdieser Epoche bezeichnet,

P"

«T

t. dp

dt

+

t =

d 2 p"

“dF

tdq''' t l* d°q ;/dt 2 ‘ dt 2

+

+

1

i

\ >V)

I

Nach den zwey ersten Gleichungen ist aber, wenn man anl alledie Erde störenden Planeten Rücksicht nimmt