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Sphar. Astron.

bewiesen wirb, ist der wahre Umlauf der Sonne derjenige, den sie in Absicht auf dieFixsterne verrichtet, und ihr Umlauf in Absicht auf die Aequinoktialpunkte ist kürzerals der wahre: welches also auch von den Umlaufen aller andern Weltkörper gilt.Die sphärische Astronomie mus sich blos mit der Untersuchung über die Größe dieserBewegung, und über den Einfluß, den sie auf die scheinbaren Oerter der H-mme'.s-Körper hat, beschäftigen. Die Regeln, wonach dieser Einfluß berechnet wird, so wiedie eigentliche Beschaffenheit dieser Bewegung, werden unten bey den Fixsternen voll-ständig erklärt werden. Auf die Sonne hat es weiter keinen Einflus, als daß ihrwahrer Umlauf mit dem Umlauf in dem Äquator oder der Ekliptik nicht überein-kömmt. Da sich die Schiefe der Ekliptik dadurch nicht ändert, so wird die Lange undRektaszension der Sonne aus ihrer beobachteten Abweichung auf eben die Art gefunden,als wenn die Aequinoktialpunkte keine Bewegung hatten: nur die Größe dieser Bewe-gung mus man kennen-

§. 94- Bey der Theorie der Sonnen-Bewegung kömmt es also nur aufdie Frage an, um wie viel ihr Umlauf gegen die Aequinoktialpunkte kürzer ist als gegendie Fixsterne, oder da ihre Bewegung in der Eklptik geschieht, um wie viel die Äqui-noktialpunkte längs der Ekliptik jährlich zucückgehn. Um eben so viel mus auch die Längeder Fixsterne zunehmen, so daß das Vorrücken der Nachteleichen aus der Zunahme der Längeder Sterne unmittelbar gefunden wird. Da diese Bewegung sehr langsam ist, so kannman nur durch die Vergletchunq weit entfernter Beobachtungen ihre Größe genau finden;und der Mangel vollkommener Werkzeuge über das >.6te Jahrhundert hinaus macht dieältern Beobachtungen unzuverlässig, wenn es auf Kleinigkeiten ankömmt. Es rst dahernicht zu verwundern, wenn die Größe dieser B-'wegung nicht mit völliger Gewißheit be-kannt ist: indes wird man doch in der Fot>>e sehn, daß die Ungewißheit keine Sekundebeträgt. Aus der Vergleichung besonders der Beobachtungen von Tvcbo über ^ie Längeder Sterne, scheint die richtigste Bestimmung des jährlichen Aurückweichcns der Aequinok-tial-Punkte zu co", z zu seyn. Diese jährliche Bewegung von svz" oder so;" ist auchin der neuern Sternkunde durchgängig angenommen.

Viertes Capitel-

Lage Der Sonne gegen den Aequator.

§. y>. Die Abweichung der Sonne ist dasieniae Element, das sich am bequemstenunmittelbar beobachten läst, und wodurch die Theorie der Sonnendahn nach und nachzu ihrer jetzigen Vollkommenheit gcdracht ist. Nunmehr aber smd die Sonnen-Tafelnbequemer so eingerichtet, daß man aus ihnen unmittelbar die Länge der Sonne für jedeZeit findet, aus welcher ncbst der bekannten Schüfe der Ekliptik, die Ahweichung be-rechnet wird (§- 79 . I. 2 .). Wie man die Abweichung durch Beobachtungen findet, ist