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IV6

Nächste Folgen d. elliptischen Bewegung d. Planeten.

§. 156.

eine ungleichförmige Bewegung hat, und weil diese Bewegung zweitens,selbst wenn sie gleichförmig wäre, in Beziehung auf den Aequatvr, inwelcher Beziehung wir allein die Zeit messen, doch wieder ungleichförmigerscheinen würde. Würde sich die Sonne, statt in einer Ellipse, in einemKreise, also gleichförmig bewegen, und würde dieser Kreis selbst in derEbene des Aequators liegen, so würden beide Hindernisse wegfallen, unddie Sonne würde ganz eben so gut, wie oben der Frühlingspnnkt, zurMessung der Zeit gebraucht werden können.

Wir haben uns aber schon oben (§. 138 und 140), wo wir einemahnlichen Hindernisse begegneten, bei der Bestimmung des Orts derErde oder der Sonne in ihrer elliptischen Bahn, eines Mittels bedient,das wir, mit einer kleinen Veränderung, auch hier wieder anwendenkönnen. Wir haben uns nämlich zu jenem Zwecke eine imaginäre Sonne,eine mittlere Sonne, wie wir sie §. 140 nannten, vorgestellt, welchedie Eigenschaft hat, daß sie in derselben Ebene der Ekliptik, wie diewahre Sonne, aber gleichförmig um die Erde, und zwar so gehe, daßsie mit der wahren Sonne immer zugleich in den beiden Punkten derApsidenlinie eintreffe, also auch mit der wahren Sonne dieselbe Umlaufs-zeit habe. Mit Hilfe dieser mittleren Sonne, deren Ort in der Ekliptik,oder deren Lange wir dort für jede Zeit durch eine einfache Additiongefunden haben, wurde es uns leicht, durch eine kleine Rechnung auchden, nie weit von jenem entfernten Ort der wahren Sonne aufzufinden.

Denken wir uns nun noch eine zweite mittlere Sonne, welcheebenfalls gleichförmig, aber in der Ebene des Aeqnators einhergeht, undwelche immer zugleich mit jener ersten, mittleren Sonne durch die beidenPunkte der Rachtgleichen geht, deren Umlaufszeit also wieder dieselbe,wie jene der beiden andern Sonnen, ist. Dieß vorausgesetzt, wird essehr leicht seyn, den Ort dieser zweiten mittleren Sonne im Aequator,d. h. ihre Rectascensivn für jeden Augenblick anzugeben. Diese Rectascensionwird nämlich offenbar gleich der Länge der ersten mittleren Sonne seyn,und diese letzte erhält man sofort aus der Tafel des H. 144. So habenwir z. B. für den 10. Julius des Jahres 1836 im Mittag Wiens

1836 . . .

0 Juli . .

10 Tage . .

108^395 "

vder die gesuchte Rectascension der zweiten mittleren Sonne für diesenAugenblick ist 108°.395 oder durch 15 dividirt, um sie auf Zeit zubringen, 7 St. 13' 35".

Dieser Punkt des Aequators also, den die zweite mittlere Sonneeinnimmt, und den man für jeden Augenblick so leicht finden kann,dieser Punkt wird es seyn, dessen Stundenwinkel die mittlere Son-nenzeit für diesen Augenblick angeben wird.

Welches wird aber der Punkt des Aequators seyn, welchem in dem-selben Augenblick die wahre Sonne entspricht, d. h. derjenige Punkt, derin diesem Augenblick von dem Declinativnskreise der wahren Sonnegetroffen wird? — Man wird diesen Punkt kennen, wenn man dieRectascension der wahren Sonne kennt. Diese Rectascension aber wirdman leicht finden, wenn man einmal die Länge der wahren Sonne weiß,und diese letzte findet man durch dieselbe Tafel des H. 144, wenn manan die bereits gefundene mittlere Länge 108°.395 die Gleichung der Bahnanbringt. Man hat nämlich, nach H. 145, das Argument 108.305 —

280°.I36178°.4029°.857

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