EN O NEN

103 So iſt ke, mit FE parallel; DB auf fein in ſenkrecht, und der zweyte Stern, um Mmdem Nordpole naͤher als der erſte, wenn ſich n inMh befindet, oder um ſoviel entfernter vom Nord—pole, wenn dieſer Punct in M 0 liegt.

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104. Alſo iſt des zweyten Sterns Abweichung

=I Mm

Mm verneint, wenn m in M liegt.

Und d verneint, wenn es ſuͤdliche Abweichungbedeutet.

105 Aber EF: BI Se: Bm; und die bey-den erſten Glieder dieſer Proportion ſind gleich(i) alſo auch die beyden letzten;

Alſo M MB—ef= 1 coſd

106 Nun waͤre eigentliche t S ν⏑ο Mm)Weil aber Mm klein iſt, nimmt man, wennnicht auch 9 ſehr klein waͤre f S. coſ q; alſo

Mm MB. co d,fuͤr denllnterſchied der Abweichungen beyder Sterne.

107 Die Zeit wenn der zweyte Stern in mwar hat man beobachtet oder findet ſie aus der Zeitdurch te. Eben ſo weiß man wenn der erſte inM war. Beyder Zeiten Unterſchied giebt denUnterſchied der Rectaſcenſſonen.

168 So beſtimmt man den Ort des zweytenSterns wenn man des erſten Ort weiß. 9

108. Allemahl wird Mm klein ſeyn, z. E—nicht uͤber? Grad wenn das Fernrohr 1 Grad faß-te; Folglich wuͤrde die Vorausſetzung(ros) nuralsdenn ſehr unrichtig ſeyn, wenn auch des erſtenSterns Abweichung ſehr klein waͤre. In