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als Function der Zeit, nebst deren Differentialquotienten , und zwar bedürfen 

 wir deren für beide Systeme der asü-onomischen Coordinaten. 



Die Betrachtung des zwischen Nordpol der Ecliptik — Sonne — Planet 

 gebildeten sphärischen Dreiecks liefert sofort als rechtwinklige Coordinaten in 

 Bezug auf die Ecliptik: 



^ . sin U = (O — O) • cos /? = ^ 

 J .cosV = B — ß = B. 



Daraus folgt für die relativen eclipticalen Polarcoordinaten 



TT -^ / ß ^ 



tangU=g ^ = c^rü=iiOJ 



WO also J, U Distanz und Positionswinkel bezogen auf den Breitenkreis re- 

 präsentiren. U wird vom südlichen Sonnenrande gezählt über West nach Nord. 

 Daraus ergeben sich unmittelbar als Diflferentialquotienten der relativen 

 Coordinaten, d. h. als Componenten der relativen Geschwindigkeit 



Mf = "Pp = V . cos W Nf = ypp = V . sm W; 



als relative Geschwindigkeit und als Winkel der scheinbaren Bahn gegen den 

 Breitenkreis erhält man daher 



Mf Nf , „r Nr 



cos W sm W ^ Mf 



Mit diesen Formeln hat man für die 4 Momente 



B = + 726".84 + 648".G7 + 570".53 + 492".41 

 A= — 480.44 + 6.40 + 493.27 + 980.17 



oder 



B = 648".67 — [9.8137767] . t + [4.0177] . t^ — [0.9842] . t^ 

 A= -\- 6.40 + [0.6082184] . t + [4Toi77] . t^. 



Hieraus folgen, wenn man als Zeiteinheit die Secunde mittlerer Zeit 

 annimmt^ als Geschwindigkeiten in der relativen Bahn 



