A. 4 . C.

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oder zu klein beobachtet haben. Jingestern Fall sind die Punkte D, t, zu weit vonden Äquinoktialpunkten ^, L, gerückt um eine Größe e - wenn also die wahrenUnterschiede der Rektaszension a lind b waren, so werden die unrichtig beobachtetenr/ —a —e und b"i^b 4 -e, folglich die daraus geschlossene Rektaszension des Sterns

x-92?4-der wahren ganz gleich.

c. H. 99. Es ist bisher angenommen, daß beyde beobachtete Abweichungen derSonne genau gleich sind. Da dis aber höchst selten zutreffen wird, so mus man denUnterschied beyder Abweichungen der Sonne bemerken, welches vermittelst eines Mikro-meters, durch die Vergleichung mit einem Fixstern sehr leicht ist. Hieraus wird derBogen des Äquators gesucht, den die Sonne vor oder rückwärts zu durchlaufen hatte,um mit der andern Beobachtung gleiche Abweichung zu haben: da dann die Sacheauf den vorigen Fall gebracht isti Es sey z. B. die erste Abweichung — <77-, alsoum -7 §> größer als die andre s r, und des Sterns Rektaszension x gehöre dem Punktl 4 des Äquators. Wenn man nun aus dem beobachteten Unterschiede der Abweichungo- f, den dazu gehörigen Unterschied der Rektaszension 1 7- finden kann, so hat manauch wie vorhin ^ t — / — / Es sey Ich m x, 1 t —/z. — 2,

und der berechnete kleine Bogen H —e: so kennt man aus der Beobachtung x—2na,und X— /"b. Da nun 2 2i/-l-6ist, so wird 3 -s-e —x—X, folglich

/ -- / — a ss- e — b. Es ist aber / ch- / — 180^, also / — 90? 4 - — '

n - -— b

, und x — b 4 - — 92" 4- - ^2 ' "

y - 92

kirn diesen Bogen e aus dem beobachteten -7 ? zu finden, könnte man so ver-fahren. Wenn man die Sonne am folgenden oder vorhergehenden Tage nochmalsmit demselben Stern verglichen hat, so erhalt man die tägliche Aendrung der Abwei-chung und Rektaszension der Sonne, die man wahrend dieses einen Tages gleichförmig

annehmen kann. Heist also erstre O, leZtre K, und -7f— 4 , so hat man

Mit gleicher oder noch größrer Genauigkeit findet man e durch folgende Rechnung, die

oeiouocrv mvociiii nveyig m, wenn oic 'oevvawninyen /enevinal nur an einem ^agesi"d. Es ist S,-Atzxt§.s-..). und 7g.

III.-.1, also durch wllcheu Ausdruck man für ,'cdt A-ISrung

der Abweichung 9 L — ci, die zugehörige Aendrung der Rektaszension Afne, aus derbekannten Schiefe der Ekliptik und Abweichung findet. Da man die Länge der

Sonne immer beyläufig kennt, so kann man die Gleichung f —für die Rech-nung weit bequemer machen, wenn man darin Lol> —Los<p cc>sf(H. 79. VI. 2 ) sich-stitnirt: alsdenn ist 9 f — Die Abweichung selbst findet man leicht so ge-

nau, wie es bey dieser Rechnung nöthig ist.-

§. loo. Endlich ist voraus gesezt, daß der Stern wahrend der ganzen Zeitzwischen beyden Beobachtungen seine Lage gegen den Äquator nicht geändert habe; man

wird