51 Jährliche Bewegung der Sonne. 7Z

gend eines Sterns oder die Durchgangszeit desselben durch den Meridiandes Quadranten bemerken, wobei wir voraussetzen, daß der Gang dieserUhr gleichförmig ist und daß sie zwischen zwei nächsten Cnlminationendesselben Fixsterns genau 24 Stunden gebe. Dieß vorausgesetzt, wirdalso die Uhrzeit, die zwiichen der Culminativn der Sonne und der desSterns an jedem dieser Beobachtungstage verstießt, zugleich die Diffe-renz der Rectascension dieser beiden Gestirne für den Augenblick desMittags eines jeden dieser Tage seyn.

Da die Sonne eine eigene Bewegung hat, oder ihre Rectascensionimmer ändert, und da im Gegentheile der Stern am Himmel fest steht,so wird die Zwischenzeit zwischen der Culminativn der Sonne und desSterns an jedem jener Mittage eine andere seyn, und man wird baldbemerken, daß diese Zwischenzeit von einem Tage zum andern sich sehrnahe gleichförmig ändert, weil nämlich die Rectascension der Sonneebenfalls täglich nahe um dieselbe Größe, also gleichförmig wächst.

Wir haben sonach für alle diese Tage eine Reihe von Differenzender Rectascension der Sonne und des Sterns, für den Augenblick desMittags eines jeden dieser Tage erhalten, und die so eben bemerkte re-gelmäßige 'Aenderung dieser Differenzen wird uns in den Stand setzen,durch eine einfache Proportion auch diejenige Differenz anzugeben, welchefür irgend einen, von dem Mittage verschiedenen, Augenblick jener Be-obachtungstage Statt haben muß.

Wüßten wir also nur den Augenblick, wo der Mittelpunkt der Sonnedurch den Frühlingspunkt ging, so würden wir sofort für denselben Au-genblick auch die Differenz der Rectascensionen beider Gestirne durch jeneeinfache Rechnung angeben können, und diese Differenz der beiden Ge-stirne wird, da eines derselben, die Sonne, im Frühlingspunkte steht,zugleich die Rectascension des andern, oder die gesuchte Rectascension desSterns seyn.

Demnach ist also die Auflösung unserer Aufgabe dahin reducirt, denAugenblick anzugeben, wann der Mittelpunkt der Sonne durch den Früh-lingspunkt geht. Die Angabe dieses Moments hat aber keine weitereSchwierigkeit mehr. Denn da wir, wie oben gesagt, an jedem Mittageauch die Höhe der Sonne an dem Quadranten beobachtet haben, undda wir die Aequatorhöhe unseres Beobachtungsvrtes bereits aus frü-heren Beobachtungen (nach §. 44 oder auch nach H. 48) kennen, so wirdman durch eine einfache Differenz dieser beiden Größen (nach Einl. §.27) auch die Declination der Sonne für den Mittag eines jeden Ta-ges erhalten, und der gesuchte Augenblick des Durchgangs der Sonnedurch den Frühlingspunkt, d. h. durch den Aeguator, wird derjenigeseyn, in welchem diese beobachtete Declination der Sonne verschwindet.

Ist also zufällig irgend eine dieser mittägigen Declinationen derSonne gleich Null, so ist der Mittag dieses Tages zugleich der Augen-blick der Culminativn des Frühlingspuuktes und die Differenz jener Ur-zeiten für diesen Mittag die gesuchte Rectascension des mit der Sonneverglichenen Fixsterns.

Ist aber, wie dieses meistens der Fall ist, keine der beobachtetenmittägigen Declinationen der Sonne gleich Null, so wird man aus dererhaltenen Reihe von Declinationen die beiden kleinsten nehmen und ausihnen, durch eine einfache Proportion, leicht den vor oder nach dem Mit-tage fallenden Augenblick der verschwindenden Declination ableiten.Kennt man aber diesen Augenblick, d. h. kennt man die Zeit des Durch-gangs der Sonne durch den Frühlingspunkt, so wird man aus den obenerwähnten Differenzen der mittägigen Zwischenzeiten der Cnlminationen