BIHANG TILL K. SV. VET.-AKAD. HANUL. BAXD 10. N:0 16. 23 



in Bezug auf die 

 Ecliptik 



a die halbe grosse Achse der Satellitenbahn in Secunden 



ausgedrlickt und von der Entfernung _/,j gesehen 



n die mittlere Bewegunof 



e die Excentricität 



^ die Länge des Pcrisaturniums 



•^ die Länge des Aufsteigenden Knotens 



i die Neigung der Bahn 



E die Epochenlunge des Satelliten 



O' 



i' 



E 



OJ der Abstand zwischen Aeqvator und Ecliptik, auf der 



Satellitenbahn gezählt. 

 u der Abstand des Satelliten vom aufsteigenden Knoten im 



Aequator. 

 7' der Radiusvector des Satelliten. 



Die beiden letzten Grössen finden sich aus den Elementen 

 durcli die bekannten Formeln 



e — e Sin e = E + nt — tt 



die letzten Elemente in Bezug auf den Aeqvator 



tg 5 ('« 



(y\ =z 



il) 



1 + e 



toAfi 



r = l 



e Cos £, 



wobei /' in a als Einheit ausgedrlickt ist. Jetzt denken "wir 

 uns r in einer durcli den Mittelpunkt des Saturn gelegten 

 und auf der Richtung Erde — Saturn senkrechten Ebene pro- 

 jicirt und zwar auf zwei Geradeo, deren eine dem Aequator 

 parallel und deren andere auf der ersteren senkrecbt stebt. 

 Diese Projectionen können nach dem, was vorausgechickt 

 ist, durch 



rSmf Sm{F + u) 



r Sin (/ Sin (G + u) 



bezeichnet werden. Stellen wir uns vor, dass wir diese pro- 

 jicirten Grössen von der Erde aus sehen, und drucken wir 

 r in a als Einheit aus, so bekommen dieselben die Werthe 



^ = r^a Sin/ Sin (F + «) Sin 1" 

 iq — r -j a Sin g Sin (G + u) Sin 1" 



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