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L. Wein ek 
Dies substituiert, gibt bis inklusive Glieder von Kleinheit 2. Ordnung: 
tg( 8'—?) 
— — C 2 N 2 tg§ — CM sin 3 + C~— cos 5 
2 dt 
1 + - C 2 N 2 + CM cos 8 + C—- sin 8 
2 dt 
oder 
tg<P- 8) = 
C — ilfsinS 
dt 
cos ö) —C 2 — N 2 tgZ 
\ + C(M cos 8 + - — sin 3^ + C 2 - 1 iV 8 ] 
dt 
und rechts und links nur bis inklusive Glieder 2. Ordnung entwickelt: 
dz 
(3'—3) sin 1" = C M sin 8 
dt 
cos 8 
- L C 2 N 2 tgt — C 2 ^— M sin 3 + cos 3 ] [ M cos 3 
dt 
sin 8, 
Um die Geschwindigkeitskomponenten des Beobachtungsortes zu erhalten, verfahren wir 
folgend. In Fig. 29 sei B der Beobachtungsort (Ort des Okulares o). Seine äquatorealen Koordinaten setzen 
Fig. 29. Fig. 30. 
IT 
sich zusammen aus den Koordinaten von B in Bezug auf das Erdzentrum C (x 0 y 0 z 0 ) und den Koordinaten 
des Erdzentrums C in Bezug auf die Sonne S (. XYZ ). Somit ist: 
x — X + x 0 \ 
y= Y+y 0 ( 
z --= Z + z 0 ) 
Heißt BC. . .p, die geozentrische Breite von B. . . cp', die Sternzeit im Momente t. . .0, so ist be¬ 
kanntlich 
x 0 — p cos cp' cos 6 
y 0 = p cos cp' sin 0 
z 0 = p sin cp' 
XYZ beziehen sich ebenfalls auf den Äquator. Bezüglich der Ekliptik lauten diese Koordinaten (Fig. 30) 
X=z R cos (o—180) =—R cos o ,Y=R sin (o—180) =— R sin o und Z— 0, wenn wir C in der Ekliptik 
