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—dl — (n -f- n ) d 2 1 -j- (a it -j- nn" + tv n") d 3 1 -fr 
ei m J 
j (LI} = d 2 l — (n + n' -fr- n") d 2 1 -fr- 
und ähnliche Ausdrücke wird man auch für die geocentrischen 
Breiten haben , wenn man 
verwandelt. Diese Ausdrücke werden offenbar desto genauer seyn, 
je mehr Beobachtungen man anwendet, und je kleiner die Zwi 
schenzeiten sind. Am vortheilhaftesten wird es seyn , die Epoche 
in der Mitte der Beobachtungszeiten , und so viel möglich auf 
Leyden Seiten der Epoche gleich viel und gleich weit entfernte 
Beobachtungen zu wählen. Noch muss bemerkt werden , dass man , 
wenn man als Einheit der Zeiten t die mittlere Bewegung der 
Erde um die Sonne annimmt, hat 
I. Behält man nun die im Anfänge dieses Kapitels angenom 
menen Bezeichnungen bey, so sind die bekannten Gleichungen 
der Bewegung des Planeten oder Kometen, wenn man seine 
Masse gegen die der Sonne vernachlässigt, und die letzte gleich 
der Einheit setzt 
und eben so für die Erde, wenn die coordinirte Ebene der %y 
in der Ekliptik liegt 
A,, 1, 1* .. in ß , b , b' .. 
j 36o . 6 o 5 . d m 
d t — — 
T 
wo T das siderische Jahr der Erde bezeichnet. Es ist aber 
= h = 3548."i866 
also ist 
z z