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Sa 7 
0.0088 Cotg 3 = o.oo 85 
o. 3 s 33 Cotg 3 * = 0.0874 
Ul 
0.0073 Cotg 3 — 0.0007 
,v 
0.1576 Cotg 3 = — 0.0233 
V 
o.oi 3 i Cotg 3 = —o.oo 5 a 
VI 
0.0000 Cotg 3 = 0.0000 
2 . de Cotg 3 = o^.oöÖi 
Wir haben daher für die gesuchte säkulare Aenderung der 
Fixsterne 
in Breite dß = 5 »".oi Sin X G'^ßi Cos X 
in Länge dX = — 5 i".oi tg ß Cos X -f- 6 ". 8 i tg ß Cos x 
woraus zugleich folgt, dafs die Aenderung der Breite der Sterne 
ein Gröfstes ist, wenn ihre Länge durch die Gleichung 
tg X = — gegeben wird, das heifst, wenn ihre Länge 82° 24' 
oder 262 0 24' ist, und dafs die erste sich dem Nordpole der 
Ekliptik nähere, während die anderen sich davon entfernen. 
I. Nennt man p = tg co Sin 3 und q = tg n> Cos 3 , wo 00 die 
Neigung und 3 die Länge des Knotens einer Planeten - Bahn be 
zeichnet , so hat man nach Cap. X. .4 
dp 1 
ä~ 
dq x 
sr = (p-pO? 
Um dieWerthe der Gröfsen p"q" für die Erde zu bestimmen, 
dp" dq" d*p" 
so hat man , wenn die Ausdrücke , —j— , . . .. sich auf 
die Epoche von 1750 deziehen, und wenn t die Anzahl Jahre seit 
dieser Epoche bezeichnet, 
d 2 p" 
P" = ' * 
tdp" t s 
lt~ + 2 
tdq" t* 
= “ar + = • 
dt* 
d 5 q" 
dt* 
“f“ 
+ 
|(IV) 
Nach den zwey ersten Gleichungen ist aber, wenn man auf all e 
die Erde störenden Planeten Rücksicht nimmt