Winkel immer dieselben bleiben, wenn anders der Beobachter wiederdenselben Standpunkt einnimmt. Nicht so ist es aber mit den Gegen-ständen des Himmels, wenn wir, um ihren Ort zu bestimmen, dieselbenmit den Gegenständen auf unserer Erde vergleichen. Die Höhe, dasAzimut, der Stundenwinkel dieser Gestirne ändert sich in jedem Augen-blicke, und der Astronom, der z. B. die Höbe der Sonne oder irgendeines andern Gestirns, auch mit der größten Schärfe, beobachtet, hatdamit noch gar nichts, was er zu irgend einem Zwecke brauchen könnte,gethan, wenn er nicht auch zugleich die Zeit dieser Beobachtung mitderselben Schärfe anzugeben im Stande ist.

Diese Zeit soll nun, wie bekannt, durch unsere Uhren angegebenwerden. Allein diese Uhren müssen, wenn sie zu diesem Zwecke brauch-bar seyn sollen, vor Allem gut gehen. Wie kann man aber erfahren,ob eine Uhr in der Thal gut und zwar so gut geht, daß man sich beiso genauen Untersuchungen auf sie in der That verlassen kann?

Diese Frage ist bereits oben (§. is?) beantwortet und durch Beispieleumständlich erläutert morden, daher wir uns hier nicht weiter dabeiaufhalten wollen. Wir bemerken dafür nur, daß man an dem ange-führten Orte die Beobachtung der Culminationen zu diesem Zweckeangewendet hat, daß aber die Instrumente, mit welchen man diese Cul-minationen mit der hier oft nothwendigen Schärfe beobachten kann,selten und kostbar sind, und daß man auch nicht immer Zeit und Ge-legenheit hat, auf einander folgende Culminationen durch mehrere Tagezu beobachten, wie dieß bei ungünstiger Witterung oder auf der Seeder Fall ist. Man war daher schon früh auf andere Mittel bedacht,statt diesen Beobachtungen andere, leichtere und solche zu substituiren,die man zu jeder Zeit und an jedem Orte beguem und sicher zugleichvornehmen kann.

Als solche zeigten sich nun vor Allem die Beobachtungen der Höheder Gestirne. Ist 8^ (Fig. 2") die Sonne, 6 das Zenith und Di derNordpol des Aequators, so zeigt schon der bloße Anblick der Zeichnung,daß zu jeder Höhe 8^ der Sonne auch ein besonderer, ihr eigenerStundeuwinkel X?i8" oder (Einl. Z. 19) gehöre. Allein der Stun-deuwinkel der Sonne ist (nach dem angeführten Orte) gleichbedeutendmit der wahren Sonnenzeit (vergl. Z. iss), also wird auch zu jederSonnenhöhe eine eigene Sonnenzeit gehören, und es muß daher einMittel geben, aus der bekannten Sonnenhöhe, die man z. B. mittelsdes Quadranten (Z. 4Z) in jedem Augenblicke beobachten kann, diewahre Sonnenzeit abzuleiten.

Dieses Mittel aber ist die Rechnung. — In der That, wenn mandie Höhe 8^ der Sonne kennt, so kennt man auch die Zenithdistanz8'X derselben, da 8'X gleich so — 8'!^ ist. Die Poldistanz 8'lX derSonne ist für jeden Augenblick ebenfalls bekannt (durch die Tafel desZ. sz), so wie die Polhöhe Dill oder die Aequatorhöhe DiX. Man kenntdaher in dem sphärischen Dreiecke Di/58^ alle drei Seiten und wird daraus