Von der Bewegung der Erde um die Soune. 1or

gleich groß; man findet daraus leicht die Zeit, wann die Erde beyjeden Umlauf in P iſt. Wenn man alſo aus dem Winkel DSF

1 das Verhaͤltniß zwiſchen HLap und DsFD ſuchet, und weiß-

wann die Erde in P geweſen, ſo findet man aus demfelben Ver-haͤltniß die Zeit, wann die Erde nach Fkommt. Auf die Art haͤttendie Aſtronomen in den genaueſten Tabellen fuͤr den Gang der Erdeoder jeden Winkel DsF die Zeit berechnen koͤnnen. Aber ſiehaben den Tabellen lieber eine ſolche Einrichtung geben wollen,daß man fuͤr jede gegebene Zeit den Gang der Erde oder den Win-kel Dos ſinden koͤnne, welches das erſte Keplerſche Problem undnicht ſo leicht aufzuloͤſen iſt, als das lezte. Indeſſen erhellet,daß man aus den Gleichungen der erſtern Rechnung den Tabellendie vergte Form geben koͤnne. Denn wenn die Zeiten fuͤr je-den Winkel OsyP berechnet ſind, ſo ſind zugleich dieſe Winkel oderwahre Anomalien fuͤr gewiſſe Zeitpunete bekannt, und man kannalſo fuͤr alle Zeitpuncte, welche mit den erhaltenen nicht grade zu-treffen, die Veraͤnderungen der Winkel ſuchen, oder auch bey je-der gegebenen Zeit einen Winkel DsP annehmen, der dafuͤr zu-

naͤchſt gehoͤret, die Zeit dafuͤr ausrechnen, und damit ſo lange

fortfahren, bis man den Winkel ſo angenommen, daß man durchdie Rechnung die verlangte Zeit finder. 85 b

1 Etwas mehr hievon anzufuͤhren duͤrfte unnoͤthig ſeyn, umnicht die kuͤnſtlichern Annaͤherungsmethoden erklaͤren zu duͤrfen,welche von den Aſtronomen gebraucht werden koͤnnen. Nur muß

nan merken, daß ſie in ihren Tabellen Grade an der Stelle der

Zeiten rechnen, und daher auch ſolche Tabellen geben, wodurchdie Zeiten auf Grade gebracht werden; naͤmlich die halbe Um-kaufszeit, das iſt, die Zeit, da die Erde von D nach A gehet,gilt 180 Grade. Unbd fuͤr jede Zett von D nach F rechtet man,wie ſich verhaͤlt DnAD zu DPSFD, ſo verhaͤlt ſich 1809 zu derahl Grade, welche die Zeit von nach F ausdruͤcken wird.ieſe Grade nennet man die mittlere Bewegung der Erde, in-

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