s /,8

die Differenz der Reetascension in der ersten und letzten Beob-aclitung, so ist

Sin

a

b—b" . 1—1'

Sin - Cos-

Sin

a-f-a"

2

Sill t

und ist t die zu 5- gehörige Zeit, oder die Zeit zwischen derersten und letzten Beobachtung, so ist die Zeit der ganzen Re-volution der Sonne um ihre Axe

T = 36o. ~

Man wird von selbst bemerken, dafs diese Aufgabe dieselbemit der ist , wo man aus den Zeilen ■, in welchen drey gegebeneSterne dieselbe übrigens unbekannte Höhe erreichen , die Polhöheden Stand der Uhr, und den Collimationsfehler des Instrumentssucht, eine Aufgabe, welche wir Cap. 8. §. i3 auf eine zwei-fache Art aufgelöst haben.

Dieselbe Aufgabe läfst sich noch auf folgende Art entwickeln.Man suche für die erste heliocentrische Länge und Breite diedrey rechtwinklichten Coordinaten

x = r Cos 1 Cos b,

y = r Sin 1 Cos b ,

z = r Sin b

wo r der Halbmesser der Sonne ist; für die zweyte und dritteBeobachtung bezeichne man diese Gröfsen mit einem und zweyStrichen. Dies vorausgesetzt, ist die Gleichung des Parallelkrei-ses des Fleckens

z = Ax-|-By-}-D

z'= A x' +'B y' + D

.z n ~ A x^-f- B y"+ D

Sucht man aus diesen Gleichungen die Gröfsen ABD, so istTg n = \AA 8 + B»,

Tg k und

Sin d = Cos n

wo n die Neigung des Sonnenäquators gegen die Ecliptik, kdie Länge des aufsteigenden Knotens des Sonnenäqfuators und