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die Lage des Planeten gegen die Sonne bestimmen, sollen daher 
xyz., seine heliocentrische Länge und Breite 1 und b, und seine 
Entiernung von der Sonne r, so wie d die Projection dieser Ent 
fernung auf die Ekliptik seyn. Für den heliocentrischen Ort der 
Erde werden also diese Grössen 
XYZL BRD 
seyn , wo wir der Kurze wegen B = o, also R = D setzen. Für 
den geocentrischen Ort des Planeten endlich werden diese Grös 
sen seyn 
g v £ X ß p 5 , 
so dass man hat 
£ = x — X 
v = y — Y 
a = z — z 
Dieselbe Grösse für eine zweyte und dritte Beobachtung 
wollen wir mit einem und zwey Strichen bezeichnen , und 
nach der Ordnung die Zeiten zwischen der 2. und 3 ., zwischen der 
i. und 3 ., und zwischen der i. und 2. Beobachtung nennen, 
§• 2. 
Wenn uns die Umstände der ursprünglichen Bewegung der 
Himmelskörper bekannt wären, so könnten wir daraus sehr leicht 
die Elemente ihrer Bahnen nach den allgemeinen Gesetzen der 
Bewegung ableiten. 
Ist a die halbe grosse Axe der Bahn , ae ihre Excentricität, 
c die beobachtende Geschwindigkeit für den Radius Vector, r 
und t die Zeit seit dem Durchgänge des Planeten durch sein Pe~ 
rihelium, so ist, wie wir Cap. I. §. 4 - N. I. gesehen haben 
Ist aber C die Geschwindigkeit des Planeten im Anfangesei 
ner Bewegung, wo r = a = i, so ist C 2 = ¿¿ 2 also 
C = C , 2 
r a 
Kennt man also die anfängliche Geschwindigkeit, so erhält 
man die halbe grosse Axe aus der Gleichung