4 / = 5 o. 176068 t -f- O. 0001231483 t 2« = a 3 ° 28' iB^o -f- o.ooooog 84233 t aÜ1, — 23 '' 28' l8".0 - 0.48368 t- 0,00000272295 t 2

Daraus kann man die Werthe von JJ v und x ableiten. In demDreyeclie N S' S" ist nämlich

wo TI immer so genommen wird , dafs ir positiv bleibt.

Aus diesen endlichen Ausdrücken kann man leicht annä-hernde Werthe von 17 1r und x entwickeln, die nach den Po-tenzen von t. fortgehen. Man findet so

Die vorhergehenden Ausdrücke werden uns ein bequemesMittel darbieten, die Länge und Breite, oder die Bectascen-sion und Declination eines Fixsterns von einer gegebenenEpoche auf eine andere gegebene Zeit zu übertragen. Wirwollen mit der Länge und Breite anfangen.

Sey L B die Länge und Breite eines Sterns, der seinen ab-soluten Ort nicht ändert, in Beziehung auf die feste Ecliptikund auf das Aequinoctimn von 1750, und lb die Länge und Breitedesselben Sterns in Beziehung auf die Ecliptik und das Aequi-noctium von 1750 + t, so ist

Co?BCos(L— 17 ) =. Cos b Sin (1 — 17 — 4 ,) ^

Cos B Sin (L — TI) = Cos b Sin (1 — 17 — 4 /) Cos it — Sin b Sin ir Jqg)

Diese Gleichungen dienen, die zur Zeit 1750 -f- t beobachtetenLängen und Breiten auf die fixe Ecliptik zur Zeit 1750 zu redu-ziren.

Will man umgekehrt die Länge L und Breite B für dieEpoche 1750 auf die Zeit 1750 -J-t bringen, so hat man, wennman die für die letzte Zeit gehörigen Gröfsen mit einem ohernStriche bezeichnet:

Ol — <Ju

Sin (17 4

4> — 4

Cos (17 4

G>, + W

X Cos

1

J

5 >d>

17 = 17 i° 36 / io rt — 5^18 t

ir = o u . 48892 t — 0.0000030719 t 2

X =: O u . 17926 t 0 ‘ 000266 o 394 t 2

5 - 3 .

Sin B =. Sinh Sin (1 — JJ — 4 /) Sin ir 4 'Sinb Cos-rJ