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y '+0!n) xt

*+'(K) xk

verändert, werden, und man hat. die Richtung, welcher das Fern-rohr nun entspricht, durch a b' aus den drey folgenden Glei-chungen

X Cos a' Cos b' = x'

-X +

GO

= X Cos a Cos 5 +

GO

X k

A Sin a' Cos b' — y

— y +

(rO

= X Sin a Cos b -f-

GO

Ti k

X Sin ö’ = z' — z +

Q

'K k

= J,Sin6+ (lT)

X k

woraus man leicht findet, wenn man die Glieder derzweyten undder höhern Ordnungen vernachlässiget,

Sin a

Sin b Cos a

Sin b Sin a

Bezeichnet aber L die wahre Länge der Sonne, r ihre Ent-fernung von der Erde , p die Entfernung des Beobachters von demMittelpuncte der Erde, 9 die Polhöhe und 9 die Sternzeit derBeobachtung, und e die Schiefe der Ekliptik, so findet manleicht,

x = — r Cos L + p Cos 9 Cos 9

y = — r Sin L Cos e -f- p Cos 9 Sin 9

z = — r Sin L Sin e -f- p Sin 9

♦

Differentiirt man diese Ausdrücke, so findet man (nach Cap.I. des II. Buches) wenn e die Excentricität der Erdbahn , jt dieLänge des Periheliums, und ni die mittlere Länge der Sonnebezeichnet