4o 
= 5 o. 176068 t + o. 0001221488 t* 
Cd = 23 ° 28 ' 18^0 -f- 0.00000984233 t 3 
co/— 23 ° 28/ iS^.o — 0.4.83681—'0,00000272295 t* 
Daraus kann man die Werthe von 17 ir und \ ableiten. In dem 
Dreyecke N S' S" ist nämlich 
Tg a Sin (/7 
0+) 
— Sin 
4, 
- 4 - 
2 
Tg 
T g Cos (77 ~ 
-or) 
=• Cos 
4. 
- 4 , 
*2 
Tg 
TV I rv 0 
T~ 
4 . 
Cos 
w, 
2 
ö 2 
U, -f- 6* 
2 
U, 6) 
) 
I 
}■<*> 
J 
wo TT immer so genoinmen wird, dafs ir positiv bleibt. 
Aus diesen endlichen Ausdrücken kann man leicht annä 
hernde Werthe von 17 k und \ entwickeln, die nach den Po 
tenzen von t fortgehen. Man findet so 
17 — 171° 36 / 10" — 5 /7 i 8 t 
'TT = o". 48892 t — 0.0000030719 t 3 
'h = o". 17926 t 0’0002660394 t 3 
5. 3 . 
Die vorhergehenden Ausdrücke werden uns ein bequemes 
Mittel darbieten , die Länge und Breite , oder die Rectascen- 
sion und Declination eines Fixsterns von einer gegebenen 
Epoche auf eine andere gegebene Zeit zu übertragen. Wir 
■wollen mit der Länge und Breite anfangen. 
Sey L B die Länge und Breite eines Sterns, der seinen ab 
soluten Ort nicht ändert, in Beziehung auf die feste Ecliptik 
und auf das Aequinoctium von 1750 , und 1 b die Länge und Breite 
desselben Sterns in Beziehung auf die Ecliptik und das Aequi 
noctium von 1750-f-t, so ist 
CosBCos(L— TT) — Cos b Sin (1 — 77 —40 ^ 
Cos B Sin (L — 77 ) = Cos b Sin (1 — 77 — 4 /) Cos ir — Sin bSin tt 
Sin B =SinbSin(l— TT —4,) Sin ir + SinbCosvJ 
Diese Gleichungen dienen, die zur Zeit 1750 -f- t beobachteten 
Längen und Breiten auf die fixe Ecliptik zur Zeit 1750 zu redu- 
ziren. 
Will man umgekehrt die Länge L und Breite B für die 
Epoche 1750 auf die Zeit 1750 + 1 bringen, so hat man , wenn 
man die für die letzte Zeit gehörigen Gröfsen mit einem obern 
Striche bezeichnet: 
Cos b 
Cos b' 
Vern 
so ge 
und 
also 
Snbs 
Wei 
1 ' = 
b'= 
wo 
und 
Bre 
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