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Nennt man S = \A die absolute Sternzeit für irgend einengegebenen Augenblick, M — BA die entsprechende mittlereZeit, und endlich a = YB die Reetascension der zweyUm mitt-lern , oder, was dasselbe ist, die Länge der ersten mittlernSonne, beyde vom scheinbaren Aequinoctium gerechnet, so ist

Ist also a für irgendeinen Augenblick bekannt, so wird mandurch die letzte Gleichung für diesen Augenblick die Sternzeitlinden, wenn die mittlere Zeit gegeben ist, und umgekehrt.

Es sey r A die Länge der ersten mittlern Sonne für den mitt-lern Mittag des gegebenen Tages , vom scheinbaren Frühlings-punkte gezählt, und durch iSdividirt, oder in Zeit ausgedrückt,und b die constante Zunahme dieser Länge in 24 Stunden mitt-lerer Zeit, so ist ihre Zunahme in IM Stunden mittlerer Zeitgleich

welchen Gleichungen man auch folgende Gestalt geben kann:

da aber A durch die Tafeln oder durch die Ephomeriden alsgegeben angesehen werden kann, so findet man mittels der Glei-chungen II. für jede bekannte absolute Sternzeit die ent-sprechende mittlere Zeit und umgekehrt, wenn b bekannt ist.

S = a -f- M

also ist

wodurch die letzte Gleichung wird

oder

-f- b

(S-A)

S = A - 4 - M -I- ~ M■ 1 24

5 > («)

Es ist aber die Bewegung der ersten mittlern Sonne in 24Stunden mittlerer Zeit

- also ist

o 8 5q' 8" 33

o” 5 0 ' 8" 33

= 0.06571

und da man offenbar hat

I.

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