Co

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in der ersten

Gleichungen

airt die eigentliche Veränderung der Länge

— y Cos (L — V)

auf die Ecliptik. Wir wollen diese nicht reduzirte Gröfse mitY,und die darauf senkrechte , oder

— y Sin (L— X') Sin ß'

mit X bezeichnen. Wegen den geringen Werthcn dieser Grös-sen XY kann man ihre Ausdrücke im Raume für gerade Linienannehmen, und dann stellen sic die rechtwinklichten Coordi-nalcn der Curve vor, in welcher alle scheinbaren Orte desGestirnes liegen. Es ist also

die Gleichung der gesuchten Curve, die also eine Ellipse ist,deren halbe Axen

sind. Im Pole der Ecliptik wird diese Ellipse zum Kreise, undin der Ecliptik selbst zur geraden Linie. Diese Ellipse' ist dieProjection auf die Sphäre des Himmels von dem der Ecliptikparallelen Kreis, welchen wir oben betrachtet haben.

Ex. Den 1. May 1808 ist für * Ophiuchus , wenn man a Saus dem Ex. Cap. II. 7, und die Länge der Sonne L = 4 o 0 5 ü /nimmt,

Sin (L —V) Sin

Y 1 y 1 — Sin - (L — X')

und wenn man Sin (L— X') eliminirt,

t 3 ' Sin 3 p‘

y und y Sin ß'

y — 2° 28', L --J- y — a 141° 4(j/ = p