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wird aber unten sehn, daß alle Sterne eine langsame Bewegung sowol in der Abwelrchung als Rcktaszension haben, und wie diese Bewegung unabhängig von der jetzigenUntersuchung bestimmt wird. Erstre ist wahrend der kurzen Zeit zwischen beyden Beob-achtungen, die immer weniger als ein halbes Zahr betragen wird, so geringe, daß mansie hier füglich übcrgehn kann. Man findet sie indessen in den astronomischen Tafeln,und mns damit so verfahren. Wenn der Stern nördlich von der Sonne ist, und sichunterdessen dem Nordpol des Aequators genähert hat, so mus man seine geringe Be-wegung in der Abweichung von dem bey der leztern Beobachtung gefundnen Unterschiedezwischen den Abweichungen der Sonne und des Sterns abziehn; und man sieht hierausleicht, wie man sich in andern Fallen zu verhalten hat. Die Bewegung in der Nektraszension aber, die sich in einem halben Jahr auf 2;" erstrecken kann, darf man nichtaus der Acht lassen. Der Stern sey in der Zwischenzeit von lst nach li gegangen,nämlich von Abend nach Moraen, oder nach eben der Richtung wie die Sonne; und essen ^ ^ x, k> — kl, I' — ^ t — x - Aus beyden Beobachtungen hat man

kl — 1 — X — / — L, und X h — /ct — x-z- li — " b; also x' — X — L -i-k

— b und x'-^X — 180°. Dis gibt' x' — 90" -s- x — 9°^ — und

x — a-f-x —'90^-i--- o Verbindet man dis mit der vorigen Korrektion lH. 99-),

und sezt l'?-n e, so hat man aus der ersten Beobachtung 3nx— x—?, aus der

zweyten b m x -z- lr — x ; folglich x" — X —L-i-e-s-k — b, und x ^ X — '80°.

Hieraus erhalt man / — 90° -f- —^ ^ ^ , und x 7:

X 2 -f- e 1: -z-

h. rol. Die bisher erklärte Methode dient zugleich, die Zeit der Nachtgleicheuund Sonnenwenden zu finden. Sie gibt nämlich die Rektaszension des Sterns — x, undman kann durch Vergleichung der Sonne mit diesem Stern, zu jeder Zeit den Unter-Metz beyder Rektaszensionen — r beobachten. Wenn man aber die veränderliche Rektas«xension ter Sonne x nennt, so ist in der Frühlings-Nachtaleiche x — 0, also x — x — ^

In der Herbst-Nachtgleiche ist x — ^0", folglich 3 — x —182°. Man mus -daher umdie ^eit der Frühlings-Nachtgleiche, die Sonne täglich mit einem Fixstern, dessen Nektas-zensim —x bekannt ist, vergleichen, bis man entweder 2 — x, oder zwey Beobachtungengefunden hat, deren eine 3 >x, die andre aber 3-<x gibt: da dann die Nachtglcichezwischen beydr Beobachtungen sfällt. Die Zwischenzeit sey 1, und bevde obseroirtenUnterschiede der Rektaslension 3 und 3": so hat die Sonne in der Zeit 1 ihre Rektasizension um 3 — 2" geändert. Es sollte aber 3 - x seyn: folglich muste die Sonne beyDer ersten Beobachtung, ihre Rektaszension noch um 3— -x ändern; und hiezu gebraucht

sie, bey gleichförmiger Aendrlmg, die Zeit t- die also zur Zeit der ersten

Beobachtung addirt werden mus, um die Zeit per Nachtgleiche zu haben.

Völlig eben so verfährt man bey den Sonnenwenden, nur daß man stattr»-x andre Verrhe setzen mus. In der Herbst-Nachtgleiche ist t-

bey