. Jährliche Bewegung der Sonne. 48.

und West-Punkte des Horizonts. Für diese Lage ist aber der Bogen desMeridians der zwischen der Ekliptik und dem Aequator enthalten ,st,d. h. für diese Lage ist die Declination der Sonne gleich der NeigungkEiul 18) jener beiden Ebenen, oder gleich der sogenannten Schiefeder Ekliptik, die durch den Winket I V<) (Fig. 1 oder 2) der Ekliptikmit dem Aequator ausgedrückt wird. Man braucht daher nur im Au-genblicke des Solstitiums die Höhe der Sonne im Meridian zu beobach-ten, wo dann die Differenz dieser Höhe und der Aequatorhöhe (wie in46) sogleich die größte Declination der Sonne, d. h. die gesuchteSchiefe der Ekliptik, geben wird. So beobachtete man im Jahre 1830auf der Sternwarte in Wien die mittägige Höhe des Mittelpunkts der Sonne

am 20. Juni 65° 14' 27"

„ 21. „ 65" 14' 51"

„ 22. >. 65° 14' 52"

23 63^ 14^ 28"

die größte dieser Höhen ist die vom 22. Junius. Subtrahirt man da-von die bekannte Aequatorhöhe Wiens 41° 47' 24", so erhält man sofortdie gesuchte Schiefe der Ekliptik gleich 23° 27' 28".

1. Das Vorhergehende setzt allerdings voraus, daß die Zeit desSolstitiums mit der Zeit des Mittags genau zusammenfalle, da jenesdoch auch in den Vor- oder Nachmittagsstundeu eintreten kann. Aberda die Aenderungen der Declinationen zur Zeit der Sonnenwende, wieman aus dem vorigen Beispiele sehen kann, so gering sind, so wirdauch die größte mittägige Höhe der Sonne von der eigentlichen Solsti-tialhöhe nur wenig verschieden seyn, und daher, wenigstens in einerersten Näherung, ohne merklichen Fehler eine für die andere genommenwerden können. Wir werden übrigens bald (§. 51. III.) ein Mittel fin-den, die hier etwa noch fehlende Größe nachzutragen.

Da uns demnach drei Punkte gegeben sind, in welchen die Ebeneder Sonnenbahn liegt, nämlich die beiden schon früher bekannten Aequi-noctialpunkte und einer der Wendepunkte derselben, und da drei Punktedie Lage einer Ebene vollkommen bestimmen, so ist dadurch auch dieLage der Ekliptik gegen den Aequator gegeben.

H. 48. (Bestimmung der Schiefe der Ekliptik und der Polhöhe zugleich.)Es wurde bereits bemerkt, daß man nur einen der beiden Solstitial-punkte am Himmel zu beobachten braucht, um daraus, und aus der be-reits bekannten Polhöhe die Schiefe der Ekliptik abzuleiten. Diese Pol-höhe aber haben wir bereits oben (H. 44.), aus den Beobachtungen derCircumpolarsterne in ihren beiden Culminationen gefunden. Allein mankann sich auch von diesen letzten Beobachtungen ganz unabhängig machen,und allein durch die Sonne^ sowohl die Schiefe der Ekliptik, als auchdie Polhöhe erhalten, wenn man nicht bloß, wie zuvor, ein einzigesSolftitium, sondern wenn man, in dem Laufe eines halben Jahres,beide Sonnenwenden beobachtet. Da nämlich die Ekliptik und derAequator größte Kreise des Himmels sind, also auch (Einl. H. 6) sichgegenseitig in zwei gleiche Theile theilen, so werden nicht bloß die Nacht-gleichen, sondern auch die beiden Wende-Punkte einander genau gegen-überstehen, und die eine, nördliche Hälfte der Ekliptik wird sich eben sohoch über den Aequator erheben, als die andere unter ihn herabsteigt,so daß daher der Aequator selbst in der Mitte zwischen den beiden Sol-stitien liegen wird. Hat man daher die Sonne zur Zeit der beiden Sol-stitien beobachtet, so wird die halbe Differenz dieser beiden Höhen dieSchiefe der Ekliptik seyn, die man sonach, ohne die Polhöhe zu kennen,finden kann. Die halbe Summe jener beiden Höhen aber wird zugleich