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Merkur um die Sonne angewiesen hatte, und annimmt,
der Merkur beschreibe um den beweglichen Punkt k während ¬
eines Jahrs eine Bahn, welche der scheinbaren Bahn
der Sonne um die Erde gleich und ähulich sey, so daß km
der er beständig parallel bleibt.
§. 90. Die Stillstandspunkte, welche §. 88. aus
der Betrachtung der relativen Bahn um die Erde hergeleitet
wurden, können unter der Voraussetzung gleichförmiger
Kreisbewegungen auf folgende Art gefunden werden. Um
die Sonne (Fig. 31.) als Mittelpunkt seyen die Kreise
amb, egp beschrieben, und der erstere sey die Bahn des Merkurs ¬
oder der Venus, der letztere die Bahn der Erde, welche ¬
beyde nach der Richtung von Abend gegen Morgen vermöge ¬
der hier gemachten Voraussetzung mit gleichförmiger
Geschwindigkeit beschrieben werden. Man setze se = R,
sm —*, die Umlaufszeit der Erde — I, die Umlaufszeit
des Planeten — 1; so durchlauft die Erde in der Zeiteinheit
durch welche diese Umlaufszeiten ausgedrückt sind 3 und
der Planet 3 Grade, und ihre Geschwindigkeiten v und
360 R
und 3001.
Sind nun die
V sind beziehungsweise
Umlaufszeiten und die mittleren Distanzen gegeben; so kennt
man das Verhältniß der Geschwindigkeit Zdes Planeten
zu der Geschwindigkeit v der Erde, welches dem Verhältniß
von „: — oder dem von 7T: Rt gleich ist. Es stehe
zur Zeit des Stillstands die Erde in e, der Planet in m,
man ziehe se, om, me und an die Punkte i und e die Tangenten ¬
mt, et, welche die Richtungen bezeichnen, nach welchen ¬
sich der Planet und die Erde bewegen. Man nehme
auf diesen Tangenten von den Berührungspunkten an auf
derselben Seite von se, nach welcher sich die Erde und der
Planet bewegen, also von Abend gegen Morgen, die int
und et so, daß mi: et — V:v=rT: Rt, und ziehe
tt. Da nun in dem Punkt m der Planet stille zu stehen
scheinen, oder seine geocentrische Länge nicht ändern soll; so
