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Sin (V — A.*) = Sin O" — L') Cos (A* — L) 
_ Cos (A," — L') Sin (A,* — L') 
Sin (A* — 71) = Sin (A* — L') Cos (A — L') 
— Cos (A*— L') Sin (A — L’) 
und bemerkt dann , dass 
t g (X* _ L') 
tg (¿' — a ) 
ist, so hat man 
Cos y' 
tg 0' —■ *) = 
tg ß Sin (X" — L') — tg ß" Sin (X — L') 
Cos 7' (tg ß Cos (X" — L') — tg ß" Cos (X — L')) -+- Sin y' Sin (X" — X) 
und man kann s immer zwischen — 90° und -f- 90° annehmen. 
Übrigens sieht man, dass die Grösse <7, die von der Krümmung 
des geocentrischen Bogens abhängt , immer nur eine geringe 
Grösse seyn ivird. 
IV. Indem wir nun zu den heliocentrischen Orten C C' C" 
des Planeten übergehen, wollen wir, wie zuvor, r r' r" die Ra- 
dii Vectores desselben 3 so wie R R' R" oder I) D' D" die Radii 
Vectores der Erde, und p pp" die Entfernungen des Planeten 
von der Erde nennen. Die Differenzen der heliocentrischen Län 
gen in der Bahn seyen wieder 
C’ C" = 2 h 
C C" = 2 h' 
C C' = 2 h" 
und die doppelten geradlinichten Dreyecke, 
r r" Sin 2 li = f 
r r'' Sin 2 b' = f 
r r' Sin ? h" = f" 
Diess vorausgesetzt, ist 
und 
h' = 
h h" , 
A C 
+ C B *= 
<5, 
A C' 
+ C' B’ = 
A" C" 
+ C" B'' — 
b" 
Sin 8 
Sin A C 
Sin C B 
r 
? 
R 
Sin 6 ' 
Sin A' C' 
Sin C' B' 
r' 
?' 
R' 
Sin 8" 
Sin A"C" 
Sin C" B" 
a" 
K" 
\ *