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die beide jede für sich zur Bestimmung von k oder % dienen könnten, 



wenn nicht die verwickeitere Zusammensetzung der k in C diese für die 



kC 



Rechnung zu beschwerlich machte. Man thut daher besser au» 



: " cos it . B 



diesen beiden Gleichungen zu eliminiren, wodurch man dann freilich auf 



die schon oben gegebene Gleichung für k wieder zurückkömmt. 



Betrachtet man aber das k als eine gegebene Gröfse, entweder durch 



eine Beobachtung an irgend einem Tage oder an sich, so erhellt, dafs die 



dv 

 Gleichung — = o, nehmlich die oben öfter vorgekommene, auch aus obi- 

 dt ' 



cen beiden Gleichungen t statt c oder — t statt a gesetzt, hervortretende 



C 



Gleichung, für jeden Tag, da — nichts unbesummtes mehr enthält, den Zeit- 



^punkt der gröfsten und kleinsten Wärme geben mufs. Di.se Zeitpunkte 

 bestimmen sich also, falls k durch Beobachtung gefunden ist, welches be- 

 obachtete Werthe von c und — a voraussetzt, als von diesen abhängig; im 

 Falle k selbst angenommen wird, erscheinen sie als blofse Funktionen von k 

 mit den den Tagen zukommenden Werthen von K, *] ... verbunden. 



§• 9- 

 "Will man auch die Veränderung der Polarentfernung während einem 

 Ta^e in Betrachtimg ziehen, so mufs man iii der Fundamentalgleichung 



v = ke~ Kt (/Se U dt+ C) 



von der Funktion S das >) veränderlich nehmen. Aber da es von der Länge 

 der Sonne abhängt, so wird, diese gleich s, den Sinus der Schiefe der Eklip- 

 tik gleich s gesetzt; cos *) = e sin s. Also nimmt S nun die Form 



A . e 6in s -}- B Vi — e 2 sin s 2 . cos t 



an. Um dies auf eine veränderliche Gröfse zu bringen, ist noch eine Bezie- 

 hnn" zwischen s und t erforderlich. Diese so einfach als möglich angenom- 

 men, wird dt = mds zu setzen seyn, also 



t = m (s — s°) 



■wo s° eine' beständige Gröf>e, die Länge der Sonne im Mittage für t = o. 

 Es ist also hier gesetzt, die Sonne bewege sich gleichförmig in der Eklip- 



