52.

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§. 52.

Jährliche Bewegung der Sonne.

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eben so viel zu groß, als in der andern zu klein finden wird, und daherdie wahre Nectassension erhält, wenn man aus beiden das Mittel nimmt.

II. Kennt man aber auf diese Art einmal die Rectascension irgendeines Sterns, ;o darf man nur in mehreren ans einander folgendenNächten die (Kulminationen dieses Sterns mit denen der andern beobach-ten, wo dann die Differenzen der Durchgangszeiten derselben durch den

Declination (nach H. 40) bestimmt, so wird man sie, nach ihrer Rect-ascension geordnet, in einen Eatalvg bringen, um die Angaben desselbenfür jeden vorkommenden künftigen Fall zu benutzen. Will man nämlichden Ort der Sonne oder den eines Planeten für irgend einen Tag durchBeobachtung bestimmen, so wird man ihn mit irgend einem dieser inStern catalvg bereits verzeichneten, also genau bekannten Sterneden Meridian gehen lassen, wo dann die beobachtete Differenz der

dem Stdurch

durch seine beobachtete Meridianhöhe (nach §. 46), oder, wenn man sichauf die absoluten Höben seines Instrumentes weniger vertanen kann,durch die beobachtete Differenz der mittägigen Höhen des Sterns unddes Planeten erhalten, indem man nämlich diese Differenz zu der ausdem Sterncataloge gegebenen Declination des Sterns addirt.

Man sieht, das; die Verfertigung eines solchen Sterncatalogs einesder wichtigsten Geschäfte der praktischen Astronomie ist, weil der Gebrauchdesselben allen andern Beobachtungen zu Grunde liegt. Die vorzüglich-sten der neueren Sterncataloge find die von Piazzi (('ntnIoKus. j»neo.5tc>lZni-,int, lAIit. II.); von M. Lalande (Ili-Aoire l-^Iv.^te) und Bes-sel (Astron. Beob. in Königsberg).

III. Wir haben oben (tz. 47. I.) bemerkt, daß die dort gegebeneMethode, die Schiefe der Ekliptik zu bestimmen, voraussetzt, daß dieZeit des Solstitiums mit der Zeit des Mütags zusammenfalle. Dadieß aber nur selten eintreffen wird, so müffen wir ein Mittel haben,auf diese Abweichung Rücksicht zu nehmen.

Nehmen wir also an, daß man an jedem der dem Solstitium nahenMittage nebst der Höhe der Sonne auch noch, nach dem (in II.) erklär-ten'Verfahren die Rectascension der Sonne beobachtet habe, so ivirdinandadurch die Zeit des Solstitiums genau bestimmen können. Die Sonnewird nämlich in den Wendepunkt in dem Augenblick treten, wo ihreRectascension 90 oder 270 Grade beträgt. Nehmen wir an, daß an demdem Solstitium nächsten Mittage noch 100 Secunden zu 90° oder 270°fehlen, so wird man zu der beobachteten Declination dieses Mittags nochdas Quadrat dieser Zahl 100, multiplicirt durch 0.000002, addiren, umdie wahre Declination des Solstitiums, d. h. um die wahre Schiefe der

Ekliptik zu erhalten.

Ist in jenem Beispiele (H. 47) an dem der Sonnenwende nächstenTage, d. h. am Mittage des'22. Junius, die Rectascension der Sonnegleich 80" 24' SO", so fehlen noch 0" 35' 10" oder 2110 Secunden zu 90".Das Quadrat dieser Zahl mit 0.000002 multiplicirt, gibt 8".9. Es waraber die mittägige Declination des 22. Junius gleich 23" 27' 28", alsoist auch die wahre Schiefe der Ekliptik gleich 23° 27' 36".9, und so wirdman ebenfalls in allen andern Fällen verfahren. Ja man wird selbst

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