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5- 4. 
Der Factor y--y in der ersten der Gleichungen II. redu- log ( 
zirt die eigentliche Veränderung der Länge log C 
— y Cos (L — X') 
auf die Ecliptik. Wir wollen diese nicht reduzirte Gröfse mitY, 
und die darauf senkrechte , oder 
— y Sin (L— X') Sinß' ^ 
mit X bezeichnen. Wegen den geringen Werthen dieser Grös 
sen XY kann man ihre Ausdrücke im Raume für gerade Linien 
annehmen , und dann stellen sie die recht winklichten Coordi- also 
naten der Curve vor, in welcher alle scheinbaren Oi’te des 
Gestirnes liegen. Es ist also 
t . 
X = — y Sin (L — V) Sin ß - wo d 
t A 
Y = y v i -— Sin® (L —X') 
und wenn man Sin (L— X') eliminirt, 
gesel 
t l~ 7 ® X® die I 
Y == y V 1 “ t®' Sin *? Sonn 
geno 
vor : 
die Gleichung der gesuchten Curve, die also eine Ellipse ist, ’ wir 
deren halbe Axen lipse 
Sonn 
y- und y- Sin ß' halb« 
1 1 von 
der 
sind. Im Pole der Ecliptik wird diese Ellipse zum Kreise, und ^ xe 
in der Ecliptik selbst zur geraden Linie. Diese Ellipse ist die j st j 
Projection auf die Sphäre des Himmels von dem der Ecliptik Einh 
parallelen Kreis, welchen wir oben betrachtet haben. 
Ex. Den i. May 1808 ist für Ophiuchus, wenn man a 5 
aus dem Ex. Cap. II. §. 7, und die Länge der Sonne L =, 4 o° 5 ‘z / und 
nimmt, o h 8 
y = 2° 28b L -f y — « — 4^/ — p