Über die Proximitäten der Bahnen der Planeten und Kometen. 9 1 



so liegt das Perihel auf der negativen Seite der Ebene der Ekliptik, 

 der Mittelpunkt der Bahn also auf der positiven Seite derselben, und 

 die in II durch e bezeichnete Grösse ist folglich positiv; daher ist 



e = + \/ a- — b-, also c = -\- a (e), 



und in IV (17) würde e = + (s) zu setzen sein. Jetzt ist die 



Distanz des Perihels von der Sonne A = a — (-J- e) = a — e = 

 a — a (e) = a {1 — (s)}, wie vorher; und wenn x\, y u z x die- 

 selbe Bedeutung behalten wie oben, so ist offenbar in diesem Falle, 

 da bekanntlich das 180° nicht übersteigende «tf den von dem auf der 

 positiven Seite der Ebene der Ekliptik liegenden Theile der Haupt-Axe 

 mit der von der Sonne nach dem aufsteigenden Knoten gezogenen 

 Linie eingeschlossenen Winkel bezeichnet : 



.r, = — A cos <&, y { = — A sin ^ cos i, Z\ = — A sin itf sin i 

 und ganz wie vorher: 



Xi = A cos J cos ß, y { — A cos J sin ß, z t = — A sin J; 



also 



cos Ttf = — cos J cos ß, 



sin Tö cos i = — cos J sin ß, 



sin <& sin i = sin J; 



woraus sich 



tang ß . . . . 



tana nj$ = , sin J = sm Ttf sin t 



° cos i 



ergibt, mittelst welcher Formeln das zwischen und 180° liegende <#, 

 und das zwischen und 90° liegende ./wieder ohne alle Zweideutig- 

 keit gefunden werden können. Das zwischen und 180° liegende Ttf, 

 welches wir hier nur allein gebrauchen, wird also in beiden Fällen, 

 folglich allgemein, mittelst der Formel 



tätig ß 



(itiKI <Ttf = — 



cos i 



leicht gefunden. 



Wir wollen das Vorhergende durch ein paar Beispiele erläutern. 



Für dieEgeria ist nach Herrn vonLittrow in unseren vorher- 

 gehenden Zeichen : 



a = 2-577 



0) = 0085 

 ß = 76V18', 

 o) = 43». 19', 

 i = 16".33'. 



