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solstiiiums , 6 die gröbste Deelination derselben und <p die Polhöhe,so ist

h ----- 90 — cp -J- 5

and eben so für das Wintersolslitiurnlü = (jo — 9 ■—-8also ist die halbe Summe

h + lü

2

heydcr Höhen gleich der Höhe des Aequators und die halbeDifferenz

h — lü

ist gleich 8 — e der Schiefe der Ecliplik

Um diese Methode gehörig anzuwenden, bemerke man,dafs die Sonnenwende seilen so nahe an dem Millage cintritt,dafs man die nächste Mittagshöhe der Sonne auch zugleich alsdie Solstitialhöhe annehmen könnte, also mufä man die am Mit-tag gemachte Beobachtung auf die Zeit des Solstiiiums reduzi-rcn. Ferner ändert sich diese Schiefe wegen ihrer Säcularab-nahme und -wegen der Nutation, daher man her der Verbindungzweyer nächsten Solstiden auf diese Aenderungen Rücksicht neh-men xnufs.

Die Reduction der beobachteten Deelination auf die Decli-nation des Solstiiiums kann man aus der Gleichung

Tg 5 = Tg e Sin «

nehmen s wo 8 die beobachtete Deelination ,■ und a die dazu ge-hörige Rectascension der Sonne ist. Diese Gleichung gibt (Cap. b)für die Reduction auf das Solstitium

3 * 3 6

e — 5 = 3 2 Sin 2 e-Sin 4 e-4- — Sin 0 e —-

2 1 2

oder auch

3* S e

e— 5 = Sinn Sin 4 5-J—--Sin 6 5 —f—

wo 5

T«

00— a

2

Der erste dieser Ausdrücke ist bequemer. Will man dieReduction e — S von der wahren Länge x der Sonne abhängigmachen, so hat man

Sin S = Sin c Sin A

»Iso auch