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kleinsten Werth haben; für die Sonne 1955".6 und 1891"0und für den Mond 1990".8 und 1778".4.

Da aber die scheinbaren Durchmesser aller Körper sichwie verkehrt ihre Entfernungen verhalten, so sind auch dieseEntfernungen der Erde von der Sonne und des Mondes vonder Erde ungleich, woraus nothwendig folgt, daß wenn auchdie Erde und die übrigen Planeten Kreise beschreiben, dochdie Sonne nicht der Mittelpunkt dieser Kreise seyn könne.Bisher hindert uns also noch nichts, die beliebte Vorausse-tzung der Kreisbewegung beyzubehalten, nur dürfen wir,den Beobachtungen gemäß, die Sonne nicht mehr in denMittelpunkt dieser Kreise setzen. Man nennt dieses die Hypo-these des excentrischen Kreises.

Es sey also C (Fig. 24) der Mittelpunkt des Kreises,in dessen Peripherie sich der Planet M bewegt, und die Sonnesey irgendwo in 8 außer dem Mittelpunkte. Je größer dieEntfernung 86 der Sonne von dem Mittelpunkte des Krei-ses im Verhältniß der Größe des Halbmessers CA = CP iff,desto ungleichförmiger muß die Bewegung des Planeten ausder Sonne erscheinen, und man sieht leicht, daß man ausder beobachteten verschiedenen Größe dieser täglichen Bewe-gung die Größe 68 selbst durch Rechnung wird ableiten kön-nen. Derjenige Punkt P der Bahn, in welchem die Geschwin-digkeit des Planeten am größten erscheint, wird der Sonneam nächsten liegen, und der Punkt A der kleinsten Geschwin-digkeit wird von der Sonne am meisten entfernt seyn. Davon den Beobachtungen die Richtung dieser beyden Punkteunmittelbar gegeben wurde, so war dadurch die Lage derLinie A66P oder die Lage der großen Are der Bahnbestimmt.

Kennt man aber einmahl die Lage der großen Are unddie Größe 68, so ließ sich daraus für jede Zeit, so bald dieganze Umlaufszeit bekannt war, nicht nur der Orr des Pla-