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besonders in der Astronomie, so weit wir sie kennen, unterworfen sind; und die einevon ihnen / erhalt durch Zu- oder Abnehmen einen grösten oder kleinsten Werth, sodaß sie unmittelbar nachher wider ab- oder zunimt, indes die andre x zu rvachsen fort-fahrt : so ist immer ^ — o. Diese Gleichung zeigt an, daß / sich unmerklich ändert,

wenn sich gleich x merklich ändert. Es ist also sehr schwer, in diesen Fällen x ausaber sehr leicht, / aus x zu bestimmen: und eben dis ist es, weswegen man zwar dieMittagshöhe oder Schiefe der Ekliptik, ac. genau bestimmen kann, wenn man gleichdie Mittagslinie' oder die Zeit der Sonnenwenden nicht genau kennt, aber die Zeit derKulmination eines Sterns oder der Sonnenwenden, oc. nicht unmittelbar aus der grö-sten Höhe suchen darf, sondern statt besten z>vey gleiche Höhen beobachtet, um dadurchzwey von der gesuchten Zeit gleich entfernte Zeiten zu erhalten. Diese Methode, die inder ganzen Astronomie von so ausgebreitetem Nutzen ist, und die man allgemein dieMethode der korrespondircnden Höhen nennen könnte, findet auch hier ihre Anwen-dung. Hat man nämlich vor und nach der grösten oder kleinsten Geschwindigkeit derSonne, also vor und nach den Sonnenwenden, zwe» Tage gefunden , an denen dietäglichen Bewegungen genau gleich waren: so wird der zwischen beyden Tagen in derMitte liegende Tag die gröste oder kleinste tägliche Bewegung haben. Wenn hingegenum die Nachtgleichen die wahre Bewegung der mittlern gleich ist, so ändert sie sicham schnellsten: man kann daher die Tage der mittlern Bewegung durch unmittelbareBeobachtungen genau genug finden.

§. rz8. Wiewos aber die erste Frage verneint ist , so wäre es doch nichtunmöglich, daß die Geschwindigkeit der Sonne von ihrer Länge ablänge:> denn es istbekannt, und besonders gibt die Astronomie häufige Beyspiele davon, daß die grösteWirkung oft erst lange nach der Zeit erfolgt, da die Ursache am stärksten wirkteAllein dann mästen diese Punkte doch wenigstens beständig dieselbe Lage in Absicht aufdie Ekliptik haben, oder die Sonne mäste bey gleichen Längen auch immer dieselbe Ge-schwindigkeit haben. Nän kömmt man also zur zweyten Frage (§. iz6.), ob diePunkte der Sonnenbahn, von denen die wahre Geschwindigkeit der Sonne abhängt,immer einerley Lage gegen die Aeqninoktial--Punkte, d. gleiche Länge behalten, oderob sie eine Bewegung längs der Ekliptik haben. Da diese Bewegung, wie sich leichtvermuthen last, äusserst langsam ist, so reicht man hier mit Beobachtungen der täglichenBewegung nicht zu. Etwas näher kömmt man der Sache schon, wenn man vonTage zu Tage den Unterschied der wahren und mittlern Länge sucht (§. i;z.), da mandann durch die beständige Anhäufung die Punkte leicht findet, wo dieser Unterschied amgrösten oder kleinsten wird, und wo er verschwindet, folglich beurtheilen kann, ob diesePunkte alle Jahre mir denselben Graden der Länge äbereinkommen. Findet man hin-gegen, daß sie beständig nach einer gewissen Ordnung forträcken, so ist es ausser Zwei-fel, daß die Länge nicht di? wahre Ursache der Geschwindigkeit ist. Indes werdenauch hiezu genaue und entfernte Beobachtungen erfodert. Man kann catch zur erstenFrage zurückkehren. Nachdem man nämlich die Zeit genau bestimmt hat, da die Sonnedie gröste, kleinste, und mittlere Geschwindigkeit bat, also die vier Haupt-Punkte derwahren Sonnenbahn, die mit den vier Haupt-Punkten der Ekliptik nicht überelnkonr-

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