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2. A. .4 C.

oben umständlich erklärt. Man findet sie entweder aus den kn und'ausser dem Mittagegemessenen Höhen (tz. 57.); oder da biczu ein sehr großer und genauer Quadrant erfopdert wird, um die Genauigkeit auf Sekunden zu dringen/ aus Verglcichnng mit einembekannten Fixstern, der mit der Sonne fast in demselben Parallel ist (§. 62. folg); oderendlich, wenn man die Kulmination der Sonne und eines bekannten Fixsterns beobachtet,hiedu' ch die Rektaszension der Sonne bestimmt (§. 91.), und aus ibr, nebst der Schiefeder Ekliptik, die Abweichung der Sonne berechnet (§. 79. H. 2.). Zur leztern Methodekann man glich den Durchgang der Sonne und des Sterns durch jeden CtundenkreiSgebrauchen, da dann das Fernrohr nicht verrückt werden, folglich der Stern in der Ab-weichung von der Sonne nicht sehr verschieden sevn mus. Weil die Beobachtung derKulmination eine sehr genaue Mittagslinie voranssezt, so kann man sich auch statt dessender korrespondirenden Höhen bedienen (§. 44.); diese Methode erfodert aber bey der Sonne,wegen ihrer veränderlichen Abweichung, eine Korrektion, die unten (§. 178. folg.) vor-kommen wird. Bey allen diesen Beobachtungen ist es immer nur der obere oder untere,der vordre oder hintre Rand der Sonne, der beobachtet wird: man mus daher die Be-obachtungen, vermittelst des Halbmessers der Sonne, nach den oben (§.?s. folg.) vorge-tragenen Regeln, auf den Mittelpunkt der Sonne reduziren.

§. 96. Die Rektaszension der Sonne kann man entweder aus der observirkel»Abweichung berechnen, oder durch eine unmittelbare Beobachtung, d. i. durch V-'rglei-chuna mit Fixsternen finden: woraus zweierlei) Methoden entsteh«. Die erstre sezt dieSchiefe der Ekliptik als bekannt voraus, und man berechnet daraus und aus einer beob-achteten Abweichung nach §. 79. III. 2. die Rektaszension, die die Sonne zur Zeit derBeobachtung hatte. Hat man die Abweichung durch eine wirklich gemessene Sonnen-Höhe bestimmt, so wird daben die Polhöhe, und wenn die Höhe ausser dem Mittagegemessen ist, auch die Mittagslinie, als genau bekannt angenommen. Die bey der ei-nen oder andern begangenen Fehler verursachen auch Fehler in der Abweichung, oderin der Zeit, für die man die Rektaszension bestimmt. Die letztre Unrichtigkeit kann manvermeiden, wenn man die wahre Zeit der B'vbachtung durch korrcspondirendc Höhen,oder durch andre Methoden bestimmt, auf welche die Lage des Meridians keinen EinfiuShat>, und die unten umständlich erklärt werden. Bey jeder wirklich gemessenen Höhekann aber ein doppelter Fehler entsteh«, thn'ls aus der unrichtig bestimmten Höhe selbst,theils aus der daraus hergeleiteten Abweichung, wenn man die Polhöhe nicht genaukennt. Diese Betrachtungen geben der folgenden Methode vor allen andern einen un-streitigen Vorzug, um so mehr, da auch die Schiefe der Ekliptik dabey nicht vorausge-sezt wird. Sie ist daher auch in der neuern Astronomie allgemein üblich.

§. 97. Es wird dabey weiter nichts erfodert, als die Sonne zweymal imJahre mit demselben Firstern zu vergleichen, da sie gleiche Abweichung hatte, wenn mangleich die Abweichung selbst nicht kennt Zwey solche Beobachtungen müssen in gleicheEntfernungen vor und nach der Sonnenwende, und zwar der Sommer-ober Winter-Sonnenwende fallen, nachdem die Abweichung nördlich oder südlich ist t§. 79. IU. 1.2.).Der Sinus der Lange und Rektaszension gehört nämlich in diesen Formeln zu zweyWinkeln, deren Summe 182° ausmacht. Wenn also (2z. Fig.) ^ v L L Adie Ekliptik,

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