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§.  176.  Wenn  ein  Planet  in  einem  seiner  Knoten  sich
befindet;  so  ist  so  wohl  seine  heliocentrische  als  geocentrische
Breite  -0.  Ist  er  zu  gleicher  Zeit  in  Opposition  oder  Conjunktion ¬
  mit  der  Sonne;  so  ist  die  Lage  der  Knotenlinie  unmittelbar ¬
  durch  die  Beobachtung  der  Länge  des  Planeten  gegeben. ¬
  Da  aber  diese  zwey  Umstände  nicht  leicht  zusammentreffen; ¬
  so  kann  man  wenigstens  eine  Opposition  beobachten, ¬
  bey  welcher  die  Breite  des  Planeten  sehr  klein  ist,  und
aus  der  täglichen  Veränderung  derselben  den  Augenblick  suchen, ¬
  da  die  Breite  =  0  war.  Nun  kennt  man  die  Länge
des  Planeten  in  seiner  Opposition,  welche  seiner  heliocentrischen ¬
  Länge  gleich  ist,  und  aus  seiner  Umlaufszeit  seine  heliocentrische ¬
  mittlere  Bewegung.  Da  nun  die  Zeit  zwischen
dem  Durchgang  durch  den  Knoten  und  dem  Augenblick  der
Opposition  gegeben  ist;  so  wird  man  den  in  dieser  Zwischenzeit ¬
  von  dem  Planeten  um  die  Sonne  beschriebenen  Winkel,
und  daher  die  Länge  des  Knotens  haben,  wenn  die  mittlere
Bewegung  des  Planeten  seiner  wahren  um  die  Zeit  der  Opposition ¬
  gleich  wäre.  Diese  Länge  des  Knoten  wird  aber
niemals  viel  von  der  wahren  abweichen  können,  wenn  der
Durchgang  durch  den  Knoten  nahe  zu  der  Zeit  der  Opposition ¬
  fällt,  und  wenn  man  einmal  die  wahre  Bewegung  des
Planeten  beynahe  gefunden  hat;  so  wird  man  die  Ungleichförmigkeit ¬
  seiner  Bewegung  können  in  Rechnung  nehmen.
Diese  Methode  kann  auch  bey  den  unteren  Planeten,
wenn  sie  vor  der  Sonne  vorübergehen,  vortheilhaft  angewendet ¬
  werden,  weil  man  alsdenn  ihre  Conjunktion  beobachten ¬
  kann,  welche  nahe  bey  den  Kuoten  eintritt.
Um  hernach  die  Neigung  der  Bahn  zu  finden,  warte
man  die  Zeit  ab,  da  die  scheinbare  Länge  der  Sonne  der  gefundenen ¬
  heliocentrischen  Länge  des  auf-  oder  niedersteigenden ¬
  Knotens  gleich  ist;  so  befindet  sich  die  Erde  T  (Fig.  57.)
in  der  Knotenlinie  TN.  Man  beobachte  die  Breite  PIR
des  Planeten,  und  den  Unterschied  STR  der  Länge  des  Planeten ¬
  und  der  Sonne.  Aus  dem  Ort  des  Planeten  P  sey
ein  Perpendickel  PR  auf  die  Ebene  der  Ekliptik  gefällt,  R0
auf  die  Knotenlinie  TN  senkrecht,  und  die  10  gezogen,  welche ¬
  ebenfalls  auf  N  senkrecht  seyn  wird.  Daher  ist  der