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ST — 1.000 - ErdeSG = 1.524 - Mars
9.539 - Saturn
Es sey 1 b r die heliocentrische Länge des Planetenin der Ekliptik, die heliocentrische Breite und die Entfernungdesselben von der Sonne. Eben so sey A ß die geocentri-sche Länge und Breite des Planeten und g die Entfernungdesselben von der Sonne. Endlich sey LR die heliocentri-sche Länge der Erde und ihre Entfernung von der Sonne.
Ist die heliocentrische Länge 1 des Planeten in derEkliptik und die der Erde T> nebst den Größen r und R ge-geben, so kennt man die zwey Punkte A, T oder B, T oderC, T . . ., welche der Planet und die Erde, jeder in derPeripherie seines Kreises einnimmt. Man ziehe die gerade Li-nie AT, BT, oder GT, welche die Erbe mit dem Planetenverbindet, und welche auf dem Maßstabe der Figur die ge-suchte Entfernung g' des Planeten von der Erde auf die Eklip-tik projicirt gibt. — Mit dieser Geraden ziehe man endlicheine parallele Linie, welche durch die Sonne 8 geht. Die letzteGerade wird an dem äußersten Kreise den Punkt treffen, derdie geocentrische Länge X des Planeten bezeichnet.
Ist im Gegentheile die geocentrische Länge X des Pla-neten, und die heliocentrische Länge L der Erde gegeben, sokennt man also den Punkt T, welchen die Erde in ihrerBahn einnimmt. Man zieht daher aus der Sonne 8 zu je-nem Grade des äußersten Kreises, welcher der gegebenen geo-centrischen Länge X gleich ist, eine gerade Linie, und mit ihrdurch T eine parallele, so ist der Planet in der letzten, unddaher in dem Punkte A, B, G . . . in welchem diese Paral-