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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.