d s — dl’ — dü =Sin n 5

(a—a') Sin ;, S

.3 ‘ 3

cl -7T Sin Z

Sin 2 e

und mittels dieser Gleichung, in ■welcher

2

immer als'bekannt und d tt = o angenommen werden kann, findetman aus blofscn Beobachtungen der Sonne die Fehler

d. (a , d e , d r und d z,

III. Hat man so die Kectascension eines Gestirns gefunden,So wird man aus den leicht zu heohachtenden Rectascensionsim-lerscliieden desselben mit den übrigen auch die absoluten gera-den Aufsteigungen dieser letzten finden.

O O

Auch kann man, wenn einmal mehrere Sterne ihrer Lagenach bekannt sind, durch hlofsebeobachtete Distanzen derselbenvon andern die Rectascension und Declination der letzten linden,eine Methode , die man, wenn man z. R. blofs mit einem Sextantenversehen ist, auf Kometen leicht anwenden wird, wenn man ihreDistanz« von zwey bekannten Fixsternen beobachtet. Aus diesenDistanzen und den beyden Beobachtungszeiten die Rectascensionund die Declination des Kometen zu linden, führt auf die obenCap. VIII. i o vorgetragen Auflösung der Aufgabe, in welcher wiraus zwey Zenithdistanzen eines seiner Lage nach bekannten Sternsund den Reobachtungszeiten ■ die Pölhühe und den Stand derOhr gesucht haben«

Die Alten haben den Ort der Kometen häufig durch Aligne-ments angegeben, das heilst, durch zw r ey gröbste Kreise, derenjeder durch zwey bekannte Sterne und durch den Kometen zu ge-hen scheint. Es seyen a a' die Itectascensionen oder Längen derbeyden ersten Sterne, mit welchen der Komet in einem gröfstenKreise stellt, undd (F ihre Declitialionen oder Breiten. DieselbenGröl'sen für die beyden anderen Sterne sCyen a a 1 und S b' undfür den Kometen selbst endlich A und D. Dies vorausgesetzt, hatman für die Durchschiiittspnnlue der beyden gröfsten Kreise mitdem Aequator oder mit der Ecliplik folgende Ausdrücke

T,

, a'— a\

s (» + --7-) =

T->

a'—a Sin (d'-|-d)2 * Sin (d'— dt)

a Sin (S' -p S)

(“' + 3 ) ~ -Tg a ♦ Sill (3' — 5)

and es sind die UecVisccnsioncn oder Längen dieser Durchschnitts*punhte