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Ekliptik.

tnngen allein jene Abweichung meistens etwas zu klein geben;es erhellet aber leicht, dal’s man aus mehreren um das Solstitiumangestellten Beobachtungen, indem man durch die vermittelstderselben, bestimmten Functe einen gröfsten Kreis legt, findenkann, welche in die Zwischenzeiten der Beobachtung fallendeiiröfste Declination die Sonne erreicht habe. Hat man durch

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diese Beobachtungen die Lage des gröfsten Kreises bestimmt,worauf sich die Sonne bei den Aequinoctien und Solstitien be-findet, so ergiebt jede tägliche Beobachtung, wenn sie vonRefraction, Parallaxe und allen Fehlern des Instrumentes u. s. w.befreit ist, eine Bestätigung der Behauptung, dafs die Sonneimmer sich auf jenem gröfsten Kreise befindet. — Die Abwei-chungen, welche wegen der Pertnrbation statt finden, könnenwir hier als völlig unbedeutend unerwähnt lassen.

Da man aber bei Untersuchungen von dieser Wichtigkeit dieBestimmungen unabhängig von der Polhöhe des Ortes, deren ab-solut genaue Bestimmung höchst schwierig ist, zu erhalten wünscht,so verdient die Methode, die man zu diesem Zwecke anwendet,hier noch erwähnt zu werden. Die Neigung der Ekliptik gegenden Aequator oder die Schiefe der likliplik findet man un-abhängig von der Polhöhe, wenn man in beiden Solstitien dieder gröfsten Declination entsprechende Mittagshöhe gehörig be-stimmt. Diese Bestimmung setzt eine genaue Kenntnifs derder Refraction voraus, indem die wahre Mittagshöhe bei denhohen Ständen der Sonne im Sommer eine ganz andere Cor-rection als bei den sehr kleinen Höhen im Winter erfordeit; istdiese aber genau bekannt, und nimmt man darauf Rücksicht,dafs eine sehr kleine wechselnde Aenderung wegen derNutationstatt findet, so giebt der Unterschied der richtig hergeleiteten gröfs-ten und kleinsten Mittagshöhe halbirt die Schiefe der Ekliptik.

Der Ort des Aequinoctii wäre bekannt, wenn man die vondiesem Puncte an gerechnete Ilectascension irgend eines Sternesganz genau kennte. Man findet nun leicht den Unterscliied derRectascension der Sonne und des Sterns an einem bestimmtenTage, aber da die Rectascension der Sonne unrichtig bestimmtwird, wenn Polhöhe und Schiefe der Ekliptik unrichtig angenom-men seyn sollten, so mufs man mit jeder kurz nach dem Frühlings-Aequinoctio angestellten Beobachtung eine eben so lange vordem Herbst-Aequinoctio angestellte Beobachtung verbinden.Der Fehler nämlich, den inan bei der Berechnung derRectascen-