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drey, vier Umläufe u. s. w. von der Opposition an gerechnet ¬
gemacht hat, und dadurch die Verhältnisse der Abstände
des Mars von dem Punkt Can mehreren Stellen bestimmen. ¬
Man wird finden, daß diese Abstände sich nur wenig ¬
verändern, und daher die Bahn MN einem Kreis nahe
kommt, dessen Mittelpunkt in C fällt. Sie werden am
kleinsten seyn, wenn der scheinbare Halbmesser der Sonne
am grösten, und am grösten, wenn dieser am kleinsten ist.
Wegen dieses genaueren Zusammenhangs der Bahn MN
mit der scheinbaren Bahn der Sonne um die Erde, lasse
man jetzt den Mars diese Bahn nicht mehr gleichförmig, sondern ¬
mit denselben Veränderungen der Geschwindigkeit beschreiben, ¬
welche die Sonne in ihrer jährlichen Bewegung
zeigt, bestimme daher den Ort m des Mars immer so,
daß Cm mit der an den gleichzeitigen Ort o der Sonne gezogenen ¬
Es parallel sey, und beobachte um den Winkel ECm
zu erhalten, jedesmal auch die Länge der Sonne. Man wird
alsdenn den Unterschied SEs der Länge der Sonne bey der
Opposition und derjenigen, welche sie in hatte, mithin
auch den Winkel ECm = SEs haben, und wie vorhin das
Verhältniß von EC: Cm finden. Unter dieser Voraussetzung ¬
werden die Abstände des Mars von dem Punkt C
sehr nahe den correspondirenden scheinbaren Halbmessern der
Sonne umgekehrt, mithin ihren Abständen von der Erde
direkt (§. 49. n. 5.) proportional gefunden werden; folglich ¬
ist die Bahn MN der scheinbaren Bahn der Sonne um
die Erde ähnlich.
§. 95. Um jetzt noch die Bahn CC genauer zu bestimmen, ¬
gehe man von einer andern Opposition M des
Mars aus, und stelle ähnliche Untersuchungen, wie im vorhergehenden ¬
§. an. Wenn von dieser Opposition an die
Umlaufszeit von Cverflossen ist, stehe die Sonne in s, man
ziehe Cm mit der Es parallel, welche der Bahn MN in
m begegne; so steht vermöge des vorhergehenden §. der
Mars in m, und man erhält wie vorhin aus den Beobachtungen ¬
den Winkel ECm = S'Es, und, wenn Em gezogen
wird, den Winkel CEm. Hieraus ergiebt sich das Verhältniß ¬
