2-U

i Cus b "f* 11

f o (A-I (1+L)) = -——tfr 4 (l ’L)

r (.os Jj —11

Sin i (I — L) .

f' = (rCns b-fll) --- - \ H.

Sin (A — \ (1 + L))r Sin 1)

\ȧ =

Q 1

wo dann - -- die Entfernung des Planeten von der

(ins p

Erde bezeichnet.

Diese Länge A wird von dem mittleren, bloß durch diePräcession afficirten Frühlingspunkte gezählt. Um daher dieseLänge von dem wahren gegenwärtigen Frühlingspunkte zuerhalten, inuß man noch die Nutation der Länge, die gleich— 16" o Sin Q d ist, hinzufügen. Ferner wird dieser ta-bellarische Ort des Planeten noch durch die Aberration ver-ändert. Ist /X A und A ß die tägliche Aenderung von Aund ßh\ Secunden ausgedrückt, so hat man für die schein-bare geocentrische Länge und Breite des PlanetenA' = A — 16" 8 Sin Q <J — 0.00576 ? A Äß' =ß — 0.00576 g A ß

wo AA und Aß negativ ist, wenn A und ß abnimmt. Mitdieser scheinbaren Länge und Breite A' ß' soll nun die beob-achtete Rectafccnsion a und Declination d verglichen wer-den. Dazu bemerke man, daß die beyden letzten Größen a bvon den Astronomen gewöhnlich so angegeben werden, wiesie unmittelbar aus der Beobachtung folgen, indem sie diesel-ben bloß von der Wirkung der Refraction befreyen; dieseGrößen a und b enthalten daher noch die Störungen, welchedie Aberation, die Nutation und die Parallaxe hervorbrin-gen. Die beyden ersten dieser Störungen können hier unbe-rücksichtigt bleiben, weil wir schon bey den Größen A'undfZ'darauf Rücksicht genommen haben. Die Wirkung der Parall^