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Tafel, welche die in konstanten Intervallen berechneten 
Orte des Himmelskörpers enthält. Vermittelst einer solchen 
über die ganze Zeit der Beobachtungsreihe sich erstrecken 
den Ephemeride kann man sich durch Interpolation jeden 
Ort leicht verschaffen. Für die größeren Planeten rechnet 
man die Ephemeriden für das ganze Jahr, für die kleinen 
Planeten meist nur für den Monat der Opposition, weil sie 
um diese Zeit der Erde am nächsten, und daher am besten 
zu beobachten sind. 
Um eine Ephemeride zu berechnen, bestimmt man die 
mittlere Anomalie der ersten Position, addiert dann fort 
gesetzt die dem Intervalle entsprechende mittlere Bewegung 
hinzu, wodurch man die mittleren Anomalien der sämt 
lichen Positionen erhält. Aus den mittleren Anomalien 
bestimme man nach Art. 3. die exzentrischen und aus diesen 
die wahren Anomalien und Radienvektoren nach den Glei 
chungen (3), (4) des Art. 2., oder nach den Gleichungen (1) 
und (6) 
r cos v — a (cos E — e) 
r sin v = a cos (p sin E. 
Aus r und v können unmittelbar die auf den Äquator 
bezogenen heliozentrischen Koordinaten erhalten werden. 
Denn sind x 0 , y 0: x 0 die heliozentrischen Koordinaten 
eines Punktes in Bezug auf die Ekliptik als £?/-Ebene; 
x, y , % die Koordinaten in Bezug auf den Äquator als 
xy -Ebene (die ce-Achse für beide Systeme nach dem 
Frühlingspunkte gerichtet), so ist, wenn s die Schiefe der 
Ekliptik bedeutet, 
X = Xq 
y — y 0 cos £ — x 0 sin £ 
X = y 0 sin £ -f- X 0 COS £.