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ben die gewöhnlichsten Zeitangaben und die größern Zeit-perioden von Jahren, Jahrhunderten u. s. w. beziehen. Soist die oben gegebene tägliche Bewegung der Sonne von0°9836472 ihre Bewegung in einem mittleren Lage, unddie Seite 2 l mitgetheilten tropischen und siderischen Revo-lutionen sind ebenfalls in solchen mittleren Tagen zu verste-hen. Bey den unmittelbaren Beobachtungen aber bedienensich die Astronomen, wie bereits oben erinnert wurde, derSternzeit, wegen ihrer größern Bequemlichkeit.

Diese doppelten Zeitmaße machen eine Methode noth-wendig , durch welche man die eine dieser beyden Zeiten indie andere verwandeln kann. Das folgende Verfahren ist zudiesem Zwecke sehr bequem.

Man bemerke zuerst, daß für die Sonne die Sternzeitimmer gleich ist der Summe der mittleren Zeit und der Rect-ascension der mittlern Sonne. Denn ist Fig. 6, MSN derAcquatoc, MN der Meridian, S die mittlere Sonne, undV der Frühlingspunkt, so hat man

VM == MS + SV

und es ist VM der Stunbenwinkel des Frühlingspunktes,SM der Stunbenwinkel der mittleren Sonne, also VM die Sternzeit, SM die mittlere Zeit und endlich VS dieEntfernung der Sonne von dem Frühlingspunkte, oder dieRectasccnsion der mittlern Sonne. Diese Gleichung hat all-gemein Statt, wo auch V und 8 in dem Aequator stehenmögen. Ist z. B. die mittlere Sonne in 8', so ist nochVM = MNS' + VMS'

denn MNS' + VMS' ist gleich 360 -4- VM also auchgleich VM , da ein jeder Winkel, der um R größer istals 360, dem Winkel Z. selbst gleich angenommen werdenkann.

Nennt man also M die mittlere Zeit für einen gege-benen Tag des Jahres, und S die demselben Augenblicke