nötigen Data vorhanden waren, um nacheinander die Dreiecke TST X , 
TM/si und TjMiS aufzulösen, 
sodann aus diesem letzteren die kurtierte Distanz (s. ob. 
Erklär.) i\ und den Winkel T^SM^ hierauf aus dem eben 
gefundenen Winkel T ^ SM, in Verbindung mit der bekannten 
(im Sinne der Planetenbewegung gezählten) heliocentrischen 
Länge '’Y' I 8T\ die heliocentrische Länge 1 des Mars, 
ferner ans der beobachteten geocentrischen Breite ß Y und der berechneten 
Strecke TiM, die 
senkrechte Entfernung des Mars von der Ekliptik MM x = q, 
endlich aus i\ und q den Radiusvektor r und die helio 
centrische Breite b des Mars zu berechnen. 
Zum leichteren Verständnis dieser Rechnung sei noch folgendes 
bemerkt: 
1. die Leitstrahlen T X S und TS der Erde sind aus der Theorie 
ihrer Bahn bekannt; 
2. ihr Zwischenwinkel <1 stellt sich dar als die Differenz der 
heliocentrischen Längen der beiden Erdörter T und Tj. Dabei 
ist zu beachten, daß die heliocentrische Länge der Erde von der 
geocentrischen Länge der Sonne stets um ISO** differiert. So 
ist z. B., wegen Parallelität der Strahlen und T'y 1 , 
die beide nach dem unendlich entfernten Frühlingspnnkte laufen, 
die heliocentrische Länge ^ST der Erde T — der (hier über 
stumpfen) geocentrischen Länge ^TS der Sonne minus 180°. 
Der Winkel d ist also gleichfalls bekannt; 
3. die Winkel u und u t sowie die Sehne TTj ergeben sich aus 
dem /XTSTi; 
4. die Winkel d und cZ erscheinen von den Erdörtern T und 
aus als die jedesmaligen Unterschiede der (durch Beobachtungen 
gegebenen) geocentrischen Längen des Mars und der Sonne. 
Es ist somit klar, daß Kepler mit diesem Verfahren beliebig viele 
heliocentrische Marskoordinaten: 
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