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Kepler maß die geocentrischen Längen und Breiten (/l und ß der 
Fig. 7a) des Planeten Mars M und die Längen der Sonne 8 während 
einer langen Reihe von Jahren, sowie die Zwischenzeiten aller Be 
obachtungen. Er wählte nun immer je zwei Beobachtungen aus, die 
um eine siderische Revolution („Umlaufszeit") des Mars 
auseinander lagen, so daß er annehmen konnte, Mars befinde 
sich während zweier solcher Beobachtungen jedesmal in demselben Punkte 
seiner Bahn, während die Erde etwa in T und T 1 stand. Es kam 
nun zunächst darauf an, aus jedem Beobachtungspaare die entsprechenden 
heliocentrischen Koordinaten des Mars zu ermitteln, nämlich 
seinen Radiusvektor r, 
seine heliocentrische Länge 1, und 
seine heliocentrische Breite d. 
Auf Grund der bekannten Erdbahntheorie sowie der gegebenen 
Beobachtungen machte dies keinerlei Schwierigkeiten, da hierdurch die