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Nun findet man die gerade Aufsteigung der Sonne inallen astronomischen Ephemeriden in Zeit ausgedrückt, sodass (6 A — AR O) = y in Zeit gegeben ist; ferner braucht

man die Werthe von ~ s ' n —und von ~ s ^ n vÄ nicht zu

sin V sin 1"

berechnen, sondern man entnimmt sie aus einer Tafel, welchebei der Berechnung von circummeridian Höhen angewen-det, und welche weiter unten erwähnt werden wird.

Es sei co — ö = x , oi — ö' = x'\ berechnet man daherx und x\ so werden wir haben z Q — z' — x, Z Q =

Z' + x'.

Durch die Störungen, welche in der Bewegung der Erde,durch die Anziehung der Planeten und des Mondes hervor-gebracht werden, nimmt die mittlere Schiefe der Eclipticjährlich um 0".457 ab, und unterscheidet sich von der schein-baren Schiefe um eine kleine Grösse, welche abhängig istvon dem Schwanken der Erdachse, oder von der Nidation,deren Periode fast 18 Jahre 7j Monate ist. Ausserdemschwankt das Centrum der Erde selbst ein wenig um dieEbene der Ecliptic herum, und die Periode dieser Schwan-kung ist beinahe 29 Tage; es wird daher die Linie, welchedas Centrum der Erde und der Sonne verbindet, mit derEbene der Ecliptic einen kleinen Winkel bilden, welcher dieBreite der Sonne heisst. Um nun alle diese Umstände zuberücksichtigen, wollen wir annehmen, dass wir aus den inder Nähe der Winter-Sonnenwende gelegenen Beobachtungen,die wahre Zenilhdistanz des Sonnencentrums = Z © abge-leitet hätten, zu dieser Zeit sei die scheinbare Schiefe derEcliptic = die Breite der Sonne = //, und es seien z ©,td" und l" dieselben Werthe, für die der Sommer-Sonnenwendenahe gelegenen Beobachtungen. Der Breitenkreis der Sonnefällt um die Zeit der Sonnenwenden beinahe mit dem Decli-nationskreise der Sonne zusammen, und wenn man daher aufder nördlichen Halbkugel V und l" positiv annimmt, wenn