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Gesammtsitzung 



Es wird zunächst das Bedürfniss hervortreten, die Beobachtungen 

 («,§) und die rechtwinkligen Coordinaten der Sonne X,Y, Z, 

 welche auf den Aequator bezogen vorausgesetzt sind, auf dieses 

 neue Coordinatensystem zu beziehen; man wird hiefür leicht finden: 



cos/3cos(A + A) = cos§cos(rc — II) | 



cos /3 sin (X -f- A) = cos£sin(> — n)cos<7+ sin&sin/ [(16) 

 sin/3 = — cos $ sin (« — ü) sin J -f- sin § cos/ j 



nsmN = sin A cos J 

 ncosN = cosA 



msinM = sinA 

 mcosM = cos A cos/ 



(17) 



(X) = ncos(iY-+-n)X+nsin(iV+n)r+sinAsinJ r Z 



(Y) = — msm(M-h II) X+ mcos(M+ TL) Y-h cos Asm JZ} (18) 



(Z) = sinüsin/X— cosHsin JT+ cos/Z 



Schliesslich wird man die der Rechnung zu Grunde gelegten Ele- 

 mente, die ebenfalls auf den Aequator bezogen angenommen werden, 

 auf dieses Coordinatensystem zu übertragen haben. Sei Si',i\w' 

 beziehungsweise der Knoten, die Neigung und der Abstand des 

 Perihels vom Knoten; (ß),(0 und (w) die analogen Grössen in 

 Bezug auf das neue Coordinatensystem, so wird man haben: 



Bin.J(0«niC< r +O = sin-i(^'— n)sin|(z'4-/)' 

 sini(0cos,K^4-V) = cos^(P-'— n)sin^(?: f — J) 

 cos^-(0 sin^(o— o-') = sm£(ß'— H)cos|(i'-r-J) 

 cos -J-(0 cos Kff— O = cos-L(P.'— n)cos£(z'— J) 



( w ) = »'—er' 



(0)=*<r — A 



Zur Berechnung der heliocentrischen Coordinaten hat man dann 



x = rs'mas'm(A'-t-v) } 



y = rsmbsm(B'+v) l (20) 



z = ?*sincsin(C'H-v) j 



(19) 



