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sor Bahn gegen die Ekliptik ; v die heliocentrische Lange des 
Planeten in seiner Bahn, und u = v — k das Argument der 
Breite des Planeten; y der Winkel der Commutation, oder 
der Winkeider Linie r' R' an der Sonne ; rj die E l o n g a t i o n, 
oder der Winkel der p'TV an der Erde, und -ir die jährliche 
Parallaxe, oder der Winkel der r' p an dem Planeten. 
§. 2. 
Der heliocentrische Ort des Planeten sey gegeben, so wie der 
heliocentrische Ort der Erde, man suche die geocentrische Rect- 
asccnsion und Déclination des Planeten. , 
Wird die Lage der Erde gegen die Sonne durch die drey 
rechtwinkligten Coordinaten X'Y' Z' bestimmt, wo X’ in der 
Linie der Nachtgleichen und X' Y' in der Ebene der Ekliptik 
liegt, so hat man * 
X' = R Cos B Cos L 
Y' = R Cos B Sin L 
Z' = R Sin B 
Sind aber X Y Z die analogen Coordinaten der Erde, und 
X Y in der Ebene des Aequators, so hat man, wenn e die Schiefe 
der Ekliptik bezeichnet 
Y = Y' Cos e — Z' Sin e 
Z = Z' Cos e -f- Y" Sin e 
also ist 
X = R Cos B Cos L 
Y^ = R Cos B Sin L Cos e — R Sin B Sin e 
Z = R Cos B Sin L Sin e -J- R Sin B Cos e 
wofür man, da B immer sehr klein ist, in den meisten Fällen 
setzen kann 
X = R Cos L 
Y = R Sin L Cos e 
Z = R Sin L Sin e 
und diese Coordinaten X Y Z gehören eigentlich für den Punkt 
der Oberfläche der Erde, aus welchen der Beobachter die Länge 
der Sonne S = L — i8o° gesehen hat. Sind daher Ç v S. die ana 
logen Coordinaten , welche den Ort des Beobachters auf der Ober 
fläche der Erde gegen den Miltelpunct derselben bestimmen, und 
bezeichnet man durch <p die geocentrische Polhöhe des Beobach 
ters, durch M die gerade Aufsteigung des Zeniths, und endlich 
durch p die Entfernung des Beobachters vom Mittelpuncte der 
Erde, so ist