und Aberration gehörig Rücksicht genommen wird, die ßeweoun»^ der Sonne in Rectascension während der Zwischenzeit zwischenbeyden Beobachtungen.

Nennt mann mm die unbekannte Rectascension der Sonne

selbst in der ersten Beobachtung a und in der zweyten 1S0_

so ist, wenn e die Schiefe der Ecliptik bezeichnet,

Sin x Tg e = Tg S

also

woraus folgt

Sin ß Tg e = Tg 5 '

Sin x: Sin ß = Tg 5 : Tg 5 / i

Ts

a — ß Sin ( 5 —S') a

% Sin ( 5 + 5 ') 0I: ^ 2

Äddirtmandenso gefundenen Bogen

a-ß

- ZU

2

a

so hat man <* öder die erste Rectascension, und addirt mau

a —ß2

ZU 1ÖO

(° + ß)2

so hat man 180 —ß oder die zweyte Rectascension der Sonne,und da man an beyden Tagen die Differenz der Sonne und je’nesFixsterns beobachtet hat, so kennt man auch die Rectascensiondes Fixsterns. M. s. Berl. Jahrb. 1791. p. co 3 .

Diese Methode hängt, wie man sieht, von der Polhöhe , undder Schiefe der Ekliptik ab, so, dafs unrichtige Annahmen die-ser beyden vorauszusetzenden Gröfsen, so wie die unmittelbarenBeobachtungs-Fehler selbst, oft nachtheiligen Einflufs auf diezu findenden Resultate haben werden. Der Fehler der Schiefeder Ekliptik läfst sich gröfstentheils dadurch vermeiden, wenninan die Beobachtungen nahe bey den Nachtgleichen und in fastgleichen Entfernungen von ihnen nimmt,

II. Da die Bestimmung einer ersten absoluten Rectascensionvon der gröfsten Wichtigkeit ist, und gleichsam die Basis dergesammten beobachtenden Astronomie macht, so wird, esnöthigseyn, hier die vorzüglichste Methode, zu diesem Zwecke zu ge-langen , umständlich vorzutragen.

Das erste Geschäft wird die Bestimmung der blofsen Dif-ferenze n der Rectascensionen mehrerer Fixsterne seyn. Zudiesem Zwecke beobachtet man so oft als möglich ihre Culmina-tionen am Mittagsrohr. Nimmt man nun einen dieser Sterne inseiner Rectascension (aus guten Beobachtungen anderer Astro-