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im,l iiberdiefs, wenn man die vorlel zto dieser Gleichungen difle-rentiirt

Nach den Beobachtungen hat man für die Epoche 1750 die

Nimmt man in dieser Gleichung die Schiefe der Ekliptik für 1750gleich h = 23 ° 28' au'' und für c g kos E, so wie für g die obengefundenen Werlhe, so erhalt man 1 = 5 o". 89.

Eben so gibt der vorhergehende Ausdruck von S 1 für 1760

h = 23 ° 2$' so 11 — 1121''. i— 23 °. 4716 — 0°. 3 i 14.

Substituirt man nun alle diese erhaltenen Werthc von1 , h, g, g', c, E ... in den vier i orhergehenden Gleichungen ,so erhält man, wenn man alle Zahlen in (iraden und deren Thei-len ausdrückt,

— 1.4878810.0041—6.4i6Coso.oo9t|S=; 23 0 . 47 i 6 —o. 3 i 14—1.621 Cos( 85 ° 7 i 5 -{-o 014t) [

-f-o.432Goso.004t —24968810.0091^\J>'— o°.oi 4 — 1.204 Sin 0.004t— 2 . 63 (>Cos 0.009t |

und diese Gleichungen enthalten die säkularen Aenderungender Länge des Aequinociialpunkts und die Schiefe der Ekliptik,die von der Wirkung der Sonne und des- Mondes auf die abge-plattete Erde entstehen. Die periodischen, von L, v und v>abhängenden Störungen, oder die Nidationen der Länge und dieSchiefe der Ekliptik sind schon oben durch die Gleichungen II.§. 12 gegeben worden.

Mil Hülle dieser Ausdrücke (Hl), die L ap 1 a ce Mec. cel.Yol. 111 . p. 112 gegeben hat, wird man die I’räcession und dieSchiefe der Ekliptik zehn bis zwölf Jahrhunderte vor und nachder Epoche 1780 bestimmen, und sie selbst bis zu der ohnehin

1 -f~ c g Cos F (^Colg h +

Sin F ^Cotg h +

h^Sin (g'fljt.

5 o". 10, also ist die letzteGleichung,

ilhrliche Präcession

; dt

da für diese Epoche t=o ist

1 c g Cos 1 5 o". 10.

3 ' = h — —-— c Cos F , oder

M-g

^—o*. 014+3°.79 iSint 85 °. 7 i 5 -Fo°.oi 4 t)

1

S' = 23 °. 47 i 6 —o. 3 i 14+0.311 Coso.004t — o 8798810.0091 J