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i is. d y Cos (X—k) — d x Sin (X—k) 
p Cos ß 
dß= Cos /3 — Sin (A—k) Sin /3 
P P 
— fG Cos (A— k) Sin 13 
P 
Nehmen wir also die Lage der Erde und ihre Entfernung von 
der Sonne für fehlerfrey an , so hängt 
x y z 
nur von den Grössen 
\ 
u , r, n , k 
ab. Daher sind die partiellen Differentialien dieser Coordinaten in 
Beziehung auf diese vier Grössen zu nehmen. Setzt man der Kür 
ze wegen 
_ *g ft- 1 ) 
Cos n 
tg 9 
tg f 
Sin (A—k) tg n 
so ist 
xdX\ ^os ^— GO Sin (A—k) 
V^diy p Cos ß 
Cosn Sin u Cos (X—k) — Cos u Sin (X—3t) 
das heisst 
dX' 
d r 
p Cos ß 
Sin (X—k) Sin (<p —u) , 
—— 3 
pSin9 Cos/3 
*Eben so erhält man 
'dX\ rSin(X—k)Cos(y—u) 
= b' 
Q 
C-') 
\ duy p Cos ß 
fü') = j 4. R Cos(L-l) = , 
Vdky p Cos ß 
p Sin cp Cos ß 
'd X^ r Sin n Sin u Cos (X—k) 
Eben so ist ferner 
(©- 
R Sin ß Cos (L —X) 
— a 
r p