^2 Jährliche Bewegung der Sonne. §. 42.

wenn die Sonne in Süden ihre größte Höhe über dem Horizonte erreicht,oder durch den oberen Theil des Meridians geht, so nennen wir auchMitternacht die Zeit, wann die Sonne 8'" im Norden am tiefstenunter dem Horizonte steht, oder in ihrer, uns unsichtbaren, untern Cul-mination (Einl. H. 26) ist. Da man nun bereits wußte, daß die Sonneihren Kreislauf um die Erde in der Zeit eines Jahres von 365'/^ Ta-gen zurücklegt, so konnte man daraus schließen, daß sie sich jedesmalnach einem halben Jahre wieder in dem Punkte des Himmels befindenwerde, der jenem gerade entgegengesetzt ist, in welchem sie sich heute be-findet. Hatte man also einmal z. B. an dem kürzesten Tage des Jah-res die mittägige Höhe der Sonne gemesien, wozu man sich einer senk-recht in dem Boden errichteten Stange oder einer Mauer bedienen konnte,so mußte ein halbes Jahr nachher in der Mitte der kürzesten Nacht, der-jenige Punkt der Sonnenbahn, in welchem sie sich vor einem halbenJahre befand, wieder über der Stange oder über der Mauer stehen,wenn nämlich das Auge des Beobachters auch wieder dieselbe Stelle ein-nahm. Diesen Punkt der Sonnenbahn konnte man sich aber leicht mer-ken, weil man an dieser Stelle Sterne sah. Auf diese Weise konnteman an mehreren Tagepaaren, die immer um ein halbes Jahr von ein-ander entfernt sind, verfahren, und so alle die Sterne des Himmels,durch welche die Sonne ihren Weg nimmt, und zugleich die Zeit bestim-men, wann sie zu diesen Sternen kömmt.

Diese Beobachtungsart mag vielleicht die erste gewesen seyn, dieman augestellt hat, um die Bahn der Sonne am .Himmel zu bestimmen.Allein sie ist weder sehr bequem, noch auch genau zu nennen, da daserwähnte Aliguement mit einer Stange oder einer Mauer keiner großenSchärfe fähig ist, und da endlich, wie wir später sehen werden, dieSonne in ihrer Bahn nicht gleichförmig, sondern bald geschwinder, baldlangsamer fortgeht, so daß dadurch die vorhergehende Voraussetzung,daß sie in einem halben Jahre genau in dem entgegengesetzten Punkteihrer Bahn sey, unrichtig und mit dieser Voraussetzung auch die ganzeMethode, wenn man durch sie ein genaues Resultat verlangt, unbrauch-bar wird. Uebrigens könnte man sich die lästige Wiederholung dieserBeobachtungen ersparen, da in der That schon ein einziger Tag hinreicht,die Lage der Ekliptik auf diese obschon unzuverlässige Weise zu bestim-men, wenn man nämlich dazu, wie zuvor, den längsten oder auch denkürzesten Tag des Jahres nimmt.

H. 42. (Vereinfachung dieser genäherten Bestimmung der Sonnenbahn.)

Man wußte nämlich bereits, daß gegen die Mitte des März und Sep-tembers für die ganze Erde die Länge des Tages eben so groß als dieNacht ist, und daß daher (Einl. H. 24, II.) an diesen beiden Tagen dieSonne im Aequator seyn, also auch hier die Ekliptik den Aequatorschneiden müsse, weil dieser Parallelkreis der einzige ist, für welchen derTag- und Nacht-Bogen gleiche Größe hat. Da aber der Aequator denHorizont in zwei Punkten, die von Süd und Nord gleich weit entferntsind, oder in dem Ost- und West-Punkte (Einl. H. 16) schneidet, sowar es genng, nur an einem jener beiden Tage der Nachtgleichen denAuf- und Untergang der Sonne zu beobachten, um sofort auch in seinemHorizonte diejenigen zwei Punkte aufzufinden, welche dem Oft- undWest-Punkte entsprechen. Hatte man aber einmal diese beidenPunkte, so durfte man nur noch an demselben Tage, z. B. um Mittag,die Sonne ansehen, und sie, etwa nach dem Augenmaße, mit jenenzwei Punkten verbinden, um sofort die Lage des Aequators amHimmel gleichsam mit einem Blicke zu übersehen. Genauer wird man