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die Länge der Sonne und des Mondes bezeichnet. Beyde Aen-derungen werden mit ihren Zeichen zu dem von dem mittlernAequinoctialpunkte gerechneten Längen und zu der mittlernSchiefe addirt, um die wahren, d. h. die in der That beobach-ten Längen, und die wahre Schiefe der Ekliptik zu erhalten.Man sieht, das jede dieser beyden Aenderungen die oben er-wähnten periodischen Glieder enthält, die von Q © und (£abhängen, und man nennt den periodischen Theil dieser Aen-derungen,^ wclcbem die von ^ abhängenden die beträchtlich-sten sind, nach dem Vorhergehenden die Nutation derLänge und der Schiefe der Ekliptik. Außerdem aber ist dieLänge aller Sterne noch einer immer fortgehenden Vermeh-rung - unterworfen, während die Schiefe, wenn man vonden periodischen Gliedern abstrahirt, constant ist. Diese Große$ ist das oben betrachtete progressive Rückwärtsgehen derNachtgleichen oder diePräcession. Die Größe dieser Prä-cession würde nach den Beobachtungen in jedem Jahre 30"3403betragen, oder so viel würde der Durchschnitt desAequatorsmit der Ekliptik in dieser letzten Ebene jährlich rückwärtsgehen, vorausgesetzt, daß die Ekliptik selbst, wie wir bisherangenommen haben, in ihrer Lage unveränderlich ist.

Allein die Beobachtungen haben es außerZweifel gesetzt,daß die Lage der Ekliptik nicht constant, und daß ihre Nei-gung gegen den Aequator mit der Folge der Zeit immer klei-ner wird. Die ältesten astronomischen Beobachtungen, dieauf uns gekommen sind, sind die, welche Tschu Kong in China gemacht hat. Er beobachtete in der Stadt Loyang , dem heu-tigen Honan-Fu, die mittäglichen Schatten der Sonne aneinem Gnomon von 8 Fuß, und fand im Jahre 1100 vor Eh.G. die Schiefe der Ekliptik 23°54'0". Der Grieche Pytheas beobachtete sie 330 Jahr vor Eh. G. in Marseille gleich23" 49'20". Der Araber Ebn-Junis, ein Astronom desägyptischen Kalifen Hakem, fand sie im Jahre 1000 nach Eh'