f 
247 
1—**X -f-a 
CotgM 
Tg N = 
Cos 
2 
Cos 
Wtl 
Sin 
1—X —a 
2 
Sin 
I“ A. “f- d 
— b 
Co, 6 ~— 
Ts - 
9 ° 
?> (III.) 
und daher 
nr = M + N 
■4, - M ^- N 
nebst noch zwey Paaren anderer ähnlicher Gleichungen, die 
aus analogen Behandlungen der Dreyeeke BA'G und BA"C 
folgen. 
Das ganze Verfahren reduzirt sich demnach auf Folgendest 
Sucht man 
a a' a" * 
aus I., ^o erhält man 
m' m 
und daher die Länge des Pols 
\ aus II. 
und die Neigung 
90 - * 
des Sonnenäqualors gegen die Ecliptik, so wie die Declination 
90 — 
des Fleckens aus III. 
Um noch die Rotationszeit zu bestimmen, hat man nach 
einer der vier Gaufsischen Gleichungen (Cap. I.) 
„ 1-1" c . b—b" 
. . . Cos bin 
AA' 2 2 
Sm = 
Sin 
a+a' 
und 
Sin 
A B A" 
Sin 
AA' 
Ist also 
I