Eine zweyte Beobachtung desselben Fleckens gibt eben soz' = Ax' -j- By' -j- D .und beyder Gleichungen Differenz ist

z — z' = A (x — x 1 ) -f- B (y — y')

Wenn die schon aus andern Beobachtungen beynahe gefun-denen Werthe von A und B vollkommen richtig wären, so müfs-te auch der letzten Gleichung durch jede zwey andern Beob-achtungen Genüge geschehen, wenn man in ihr jene Werihevon A und B substituirt. Sind aber diese Gröfsen selbst unrich-tig, oder noch nicht genau bekannt, so seyen die wahren Wer-ihe derselben

Ä -j- d A und B -J- J B,und man hat „

z — '/J — (A -f- d A) (x — xO (B -|- d B) (y— y‘)oder wenn man der Kürze wegen die bekannte Gröfsez—z'—A(x — x'; — B(y— y/)—G "

setzt, folgende Gleichung

C — (x — x')dA-|-(y — y ; ) dB-(I)

die Gleichung (I ) ist eine der gesuchten Bedingungsgleicbun-■tedes Paar von Beobachtungen wird eise ähnliche ßedin-; sgieichung geben, und es wird dann noch darauf ankommen,

• allen diesen Gleichungen die wahrscheinlichsten Wertho<Ior Gröfsen

d A und d B

zu linden. Hat man diese gefunden, und setzt dannA' = A + d A, B'= E + dB

so ist die Tangente der Länge des Knotens des Sonnenäquatorsauf der Ecliptik gleich

A'

B 7

und die Tangente der Neigung des Sonnenäquators gegen dieEbene der Ecliptik gleich

\/A' = + B' s

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Das gewöhnliche Verfahren , welches die Astronomen früherangewendet haben, solche Gleichungen aufzulösen , deren Anzahl