A. r C.

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so mus 6n f---n trng F und seyn, was auch 8 und 1 für Punkte

sind. Hieraus wird col f —V (i — n* cang'L) und cot^ —P (i — n'tm,^<?)Mithin lin i ^ f ) — n taug FV (i — n' tang' F) — u rang F z/ (i — n" lang" ^).Beobachtet man nun die Evnne täglich im Meridian, so findet man aus der Höhe ihrejedesmalige Abweichung, und aus Vergleichung ihrer Kulmination mit der eines Sternsdie tägliche Aendrung ihrer Rektaszensioi,: man hat also für jede zwey Beobachtungen,F, <k' und — ?. Nun kann man versuchen, ob sich statt n ei» beständiger Werthsetzen lasse, der macht, daß jene Gleichung mit jedem Paar Beobachtungen überein-stimme. Die Rechnung wird leichter, wenn man für n einen willkührlichen Werthannimt, daraus lin §> — n rang F und lin — n taug -k' berechnet, und n so lange än-dert, bis diese Gleichungen denselben Werth für c> geben , den man aus den Be-obachtungen gefunden hatte. Die seit so vielen Jahren täglich gemachten genauenBeobachtungen, bey denen allen jene Gleichung zum Grunde liegt, sind eben so vieleBeweise dafür, daß die scheinbare Sonnenbahn, oder ihre Projektion am Himmel eingröster Kreis ist.

§. Dieser gröste Kreis, den die Projektion der Sonnenbahn an derHimmels - Sphäre macht, heist die Ekliptik. Die beyden Durchschnitts-Punkte desAcqnators und der E kliptik werden die Aequinokrial - Punkte genannt, weil auf derganzen Erde Tag und Nacht gleich ist, wenn die Sonne durch den Aeqnakvr geht.Beyde Paukte werden durch die Benennungen, Frühlings- und Herbst-Punkt, voneinander unterschieden. Erstrcr, oder der Aequinoktial-Punkt, in dem sich die Sonnezu Anfange des Frühlings befindet, und die Ekliptik von Westen nach Osten nördlichüber den Acquator erhebt, ist derjenige, von den, die Nektaszensionen oder Grade desAeguators, so wie der Ekliptik, nach der linken Seite oder nach Osten gezählt werden,weil die Sonne beyde Kreise nach dieser Richtung durchläuft. Es sey (,8. Fig.)0^(B der Aeguator, die Ekliptik, k, L, beyder Ebnen Nordpole, und in 8ein Stern. Man ziehe durch den Pol der Ekliptik und den Stern einen grösten Kreis,der auf der Ekliptik in lol senkrecht ist: so heist die Entfernung 8 des Sterns vonder Ekliptik seine Breite, und der Bogen von der Ekliptik vom Frühlingspunkt^ nach Ostei, gezählt, seine Lange; alle grösten Kreise L durch die Pole derEkliptik, werden daher Breiten «kreise genannt. Die Lage eines Sterns wird alsoeben lowol durch die Länge -X lVl und Breite l^18, als durch die Rcktalzensio» Uund Abweichung K8 bestimmt. Nur mus den der Breite, wie bey der Abweichung,angegeben werden, ob sie nördlich oder südlich sey, d. i. ob sie nach der Seite derEkliptik lalle, wo dir nördliche oder der südliche Welt-Pol liegt; und L, der demNordpol ? am nächsten ist, heist auch hier der Nordpol der Ekliptik, so wie der ent-gegengesezte der Südpol.

. §. 72 . Um die Laae der Ekliptik zu kennen, und zu beurtheilen ob sie sich

andre, muS man ihre Durchschnitts - Punkte B mit dem Acquator, und den Winkelp kennen, den beyde Kreise oder Ebnen einschliessen, und der die Schiefe derEkliptik genannt wird: durch diese beyden Dinge wird ihre Laae völlig bestimmt. Dadie Ekliptik die Projektion der Sonnenbahn, folglich aus allen Punkten zusammengesezt

H ist.