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haben, und setzt man der Kürze wegen M = O — k, so er 
halt man diese beyden Großen a und ci durch folgende einfache 
Gleichungen 
lg (a — K) = Cos N tg (M -j- x) 
Sin d — Sin N Sin (M -f- x) 
Wenn man also die drey Größen K, M, N einer Pla 
netenbahn kennt, die man im Allgemeinen, wenn nicht die 
größte Scharfe gefordert wird, für mehrere Jahre als constant 
ansehen kann, so wird man nach dem Vorhergehenden für jede 
gegebene Zeit die wahre Länge x und den Radius Vector r 
des Planeten (S. 209), und daraus durch die zwey letzten 
Gleichungen die Größen a und d finden. Dieses vorausge 
setzt, kennt man also auch die Größen x, y, z aus den fol 
genden Gleichungen 
x — r Cos d Cos a 
y — l'Cos d Sin a 
z = r Sin d. 
Aehnliche, nur viel einfachere Ausdrücke wird man auch 
für die Sonne erhalten. Nennt man nämlich die für die 
selbe gegebene Zeit aus der Taf. VIII gefundene wahre Länge 
der Sonne L, und ihren Radius Vector R, so hat man so 
fort, wenn wieder u die Schiefe der Ekliptik bezeichnet 
X — RjCosL 
Y = RSinL Cos w 
Z — RSinL Sin «. 
Kennt man aber so die Größen x, y, z und X, Y, 
Z, so ist es nicht mehr schwer, die von der Erde gesehene 
oder die gesuchte geocentrische Rectascension « und Declina 
tion S) so wie auch die Entfernung q desselben von der Erde 
abzuleiten. Man findet nämlich diese drey Größen «, $ und 
P durch folgende Gleichungen