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r 2 sin (t '2 — t'i)
»12 __ p __
«01 1 rsin[«i — V) ’
»02
«12
r sin (« 2 — v)
V\ Sin («2 — V\)
1 + Pl
P* I 1 + -iTTi, )
( 5 )
r sin [t\ v) = -
r 2 Sin («2 — fi)
Pl
2 «i 3 j
und
r sin (v 2 — v) =
1 -f" Pl
r x sin {v 2 — %),
Pl ( 1+ ^s)
oder, da v 2 — v — v 2 — + (t>i — v) ist,
(6) r cos {v t — v) = — r ] a + ^ t — cot [v 2 — v x ) r ' 2 Sm ^ 2 ~ *l) .
Pl
Aus den Gleichungen (5) und (6) erhält man r und v v — v.
Ebenso erhält man r 3 und v 3 — v 2 aus den Gleichungen
(7) r, Bin (*-«*) = ! 1^=3.»
(8) r s cos (*_ H ) = »g + % . - cotfe- v t ) 1.
Nun bestimme man, wie im ersten Abschnitte, neue
verbesserte Werte von P u 1 \, Q u Q 2 \ in letzter Hypothese
führe man die Berechnung der Elemente zu Ende. Ist die
heliozentrische Bewegung sehr klein, so kann man aus r,
r 31 v 3 — v i ^03 die Elemente in der Bahn rechnen.
Mit den erhaltenen Elementen berechne man die beiden
äußersten Orte; man ersieht dann, mit welchem Grade der
Genauigkeit die äußersten Breiten durch die gefundenen
Elemente dargestellt werden.