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einander sehr nahe gleich sind. Hat man nun mit diesen genä 
herten Wcrthen von P Q (in II) auf irgend eine Art die Gros 
sen r r'r" und h h'h" erhalten, so kann man nach §. 7 I. aus der 
1'. u. 2. Beobachtung die Grösse y, die hier rj" und aus der 2.11. 5 . 
Beobachtung die Grösse y, die hier 1/ heissen soll, linden, wo 
durch man aus (I) die genäherten Werthe von P und Q erhält, 
mit welchen man wieder in §. 7. I die verbesserten Werthe von ?/' 
und ?; sucht, und das Verfahren so lange fortsetzt, bis die neuen 
Werthe dieser Grössen von den unmittelbar vorhergehenden nicli£ 
mehr verschieden sind. 
Das Vorhergehende wird hinreichen, den Weg zu bezeich 
nen, welchen Gauss in seinem vortrefflichen Werke gewählt hat, 
dieses schwere Problem aufzulösen. Es ist nun noch übrig , sein 
Verfahren umständlich anzugeben. 
§• 9 * 
Es seyefi (Eig. 2) А А'A" die drey heliocentrischen Orte der 
Erde, В В 1 В" die geocentrischen , und С С C' die heliocentri- 
schen Orte des Planeten. Man ziehe die grössten Kreise AB, 
А' В', А" В ', und nenne у у у" die Neigungen dieser Kreise ge 
gen die Ekliptik А A”, und 5 b’ b" die Bogen А В, А' В', А" В ', die 
drey ersten von о bis З60, die drey letzten von о bis 180 gezählt. 
Sind wie bisher Л. Л/ A." und ß ß’ /3" die geocentrischen Längen 
und Breiten des Planeten, und L I/ L ' die heliocentrischen Län 
gen der Erde, so hat man 
I. 
4 У = 
tg 5 = 
Sin ft —L) 
tg ft - L) 
Cos у 
und zur Prüfung 
Sin 5 
Sin ¡3 
Sin у 
Cos ö = Cos ß Cos (A. — L) 
Ähnliche Ausdrücke hat man für y b’ und y' b". 
I ■ 1 
II. Wir wollen nun auch die Lagen dieser drey Kreise un 
ter einander suchen. Schneiden sich der 1. u. 2. in D" , der 2. u. 3 . 
in D , und der 1. u. 3 . in D', so sey 
A D A" = e, 
A D' A" = £ , 
A D" Ä' = e" , 
ti 2 
so hat man in dem Drevecke A' D Л''