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§. 157.

Nächste Folgen d. elliptischen Bewegung d. Planeten.

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100.064 — 8.331, mit welchem man die Gleichung der Bahn 0.273, unddaher die wahre Länge der Sonne gleich 108°.I22 findet.

Kennt man aber die Länge der wahren Sonne, so ist es leicht,daraus auch die Rectaicension derselben abzuleiten.. Es ist nämlich dieTangente der Länge multiplicirt mit dem Cosinus der Schiefe derEkliptik (23" 28') gleich der Tangente der Rectascension, welche letzteman daher hier gleich 109".63, oder in Zeit gleich 7 St. 18' 32" findet.

Und dieser letzte Punkt des Aequatvrs, der um 7 St. 18' 32" vom'Frühlingspunkte absteht, und der die Rectascension der wahren Sonnefür den gegebenen Augenblick (1836, Juli 10) bestimmt, dieser Punktwird es seyn, dessen Stundenwinkel die wahre Sonnenzeit für jenenAugenblick augeben wird. Der Unterschied zwischen diesen beiden Punktendes Aeguators, d. h. also: die Rectascension der wahren Sonne, wenigerder Länge der zweiten mittleren Sonne, oder hier die Zahl 7^ 18' 32" —7^ 13' 3.'," — 4' 57", diese Zahl wird anst) zugleich der Unterschiedzwischen der wahren und zwischen der mittleren Sonnenzeit für jedenAugenblick seyn. Man nennt diesen Unterschied die Zeitgleichung,und addirt ihn mit seinem Zeichen zur wahren Zeit, um die mittlereZeit zu erhalten.

Es ist also sehr leicht, die Zeitgleichung für jeden gegebenen Augen-blick durch eine einfache Rechnung, und daher auch die wahre Zeit fürjede gegebene mittlere Zeit, und umgekehrt, zu erhalten. Die Astronomenhaben auch dafür eigene Tafeln entworfen, durch welche diese Verwand-lungen der beiden Zeiten noch erleichtert werden. Auch findet man inden astronomischen Ephemeriden derselben diese Zeitgleichung, oder densogenannten Stand der Uhren, für jeden Mittag des Jahres angegeben,woraus man sie dann auch leicht für jede zwischen diese Mittage fallendeZeit berechnen kann.

H. 157. (Gebrauch der astronomischen Uhren.) Die wahre Zeit istGegenstand der Beobachtung, weil diese nur an der wahren Sonne an-gestellt werden kann. Die mittlere Zeit hingegen kann nicht unmittelbardurch Beobachtung gefunden, sondern aus dieser nur durch Rechnungabgeleitet werden. Im -Augenblicke, wo man die wahre Sonne durchden Meridian seines Ortes gehen sieht, hat der wahre Mittag statt,oder es ist 12^ an diesem Orte. Hat man diese Eulmination der Sonneam 10. Julius 1836 zu einer Zeit beobachtet, wo die dazu gebrauchteUhr z.B. 12/- 2' 30" gab, so sagt man, die Uhr ging für diesen Augen-blick zu früh um 2' 30" gegen wahre Zeit, und da, nach dem Vor-gehenden, für die Zeit dieses wahren Mittags die mittlere Zeit 12/' 4'57" seyn soll, so kann man auch sagen, die Uhr ging in diesem Augen-blicke zu spät um 2' 27" gegen mittlere Zeit.

Die älteren Astronomen gebrauchten durchgängig die Vergleichungihrer Uhren mit der wahren Sonnenzeit, und dieser Gebrauch war aufdem Festlands Europa's noch vor wenigen Jahrzehnten üblich. Die eng-lischen Astronomen führten seit Bradley, d. h. seit der Mitte des vorigenJahrhunderts, die mittlere oder eigentlich, wie wir bald (ehen werden,die Sternzeit (tz. 151) bei ihren Beobachtungen ein, indem sie, wie inder vorhergehenden zweiten Vergleichung, den Stand ihrer Uhren un-mittelbar mit einer dieser beiden letzten Zeiten verglichen, und dieß istallerdings besser, da diese Zeiten gleichförmig fortschreiten, was bei derwahren Svnnenzeit nicht der Fall ist. Wenn man aber die Uhren un-mittelbar mit der wahren Zeit vergleicht, so wird man, selbst wenn dieUhr ganz gut, d. h. völlig gleichförmig geht, für die aufeinander fol-genden Mittage ungleiche Cvrrection der Uhr erhalten.