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Sphar. Astron.
durchs ganze Jahr von gleicher Größe angenommen: folglich ist die Zeit, für welchedort die mittlere Bewegung gefunden ist, mittlere Sonnenzelt. Da nun diese sowolals die Sternzeit gleichförmig ist, so kann man beyde Zeiten in allen ihren Theilenmit einander vergleichen, wenn man nur das Verhältnis zweyer gleichnamiger Theilekennt. In einem mittlern Sonnentage, d. h. wenn die eingebildete Sonne zum zweytenMal in den Meridian kömmt, hat sie seit der vorhergehenden Kulmination, ihre mittlereLange und Nektaszension um 59'8", z vermehrt: in 24 mittlern Sonnenstunden gehnalso 362°^ 8",z des Aeqnators durch den Meridian. Die hiezu crfoderliche Cternzeitist aber -4St. zM.Z6S- z;T. (8.146.): folglich sind 24 Stunden mittlerer Sonnen-zelt mit 24 St. z M. 56, ss S. Sternzeit einerley.
Man nenne die Stunden, Minuten, Sekunden und Tertien der mittlern Sonnenzelt,
8 , 1 ; der Sternzeit, k,m,8,t: so hat man 24 24k-s-Z m-1568-f-zz t,
mithin — Ii-s-om-s-yS's-sir, und 8 n 8 -s- 0, 2t. Hieraus
findet man ferner h — 59 st- 50 8 -s- ro, 2 1 ; m 59 8 st- 50 , 2 1 ; 8 — 59,31und t n 1 . Auf eben die Art findet man auch, was für ein Bogen des AequatorSin jeder mittlern Sonnenzeit durch dcu Meridian geht, und umgekehrt. Im crstern Fallverwandelt mau die gegebne Sonnenzelt in Sternzeit, und multiplizirt sie durch 15; imandern Fall divitirt man den gegebnen Bogen durch 15, und verwandelt diese Stern-zeit in mittlere Sonnenzeit. So findet man, daß in einer Sekunde mittlerer Sonnen-zelt i;"2"",5 des Aeqnators durch den Meridian gehn, in einer Minute 15' 2" 23'"und in einer Stunde i;'2l7"4e"( Umgekehrt, des Aeqnators geht durch den Meri-dian in z Min. 59 S. 22,8 T. mittlerer Sonnenzeit, in z S- 59, Z T. und 1"in 4 Tertien (S. Berl. Taf. B- k S. 294.).
H. l'z. Man ist nun zwar im Stande, jede Sternzeit in mittlere Sonnen-zelt zu verwandeln, und umgekehrt; allein jezt ist noch die Frage, wie man die mittlerenSonnenständen selbst zahlen, oder wo man den Anfang des mittler» Sonnentages, d.i. die Kulmination der eingebildeten Sonne, annehmen soll. Das gewöhnliche Ver-fahren im gemeinen Leben ist folgendes. Man stellt seine Uhr nach einer Sonnen-uhr oder Mittagslinie, also nach wahrer Zeit, und last nun die Uhr nach mittlererZeit einige Tage fortgehn, bis man sie wider einmal nach der wahren Zeit stellt.Wegen des aeringcn Unterschieds der wahren und mittlern Zcit im Laufe weniger Ta-ge, ist dis Verfahren für das gemeine Leben genau genug. Aber da die Uhr auf dieseArt eigentlich weder wahre noch mittlere Sonnenzeit zeigt; da die Uhren an demselbenOrte verschiedne Zeiten zeigen müssen, nachdem sie an diesem oder jenem Tage nachder Sonne gestellt find; da dis ein beständiges Stellen der Uhr, folglich Unterbrechungihres Ganges erfodert; da endlich die Zeit einer solchen Uhr nichts bestimmtes hat,und bey Vcrgleichung mehrerer Uhren, besonders an verscbicdnen Ocrtern, die äussersteVerwirrung entsteh» würde: so ist dis Verfahren in der Astronomie ganz unbrauchbar.Man mus irgend einen bestimmten Zeitpunkt haben, von dem die mittlere Sonnenzeitin einem fort gezahlt wird. Da man die wahre Sonnenzeit an jedem Orte durchBeobachtungen leicht finden kann, so kömmt es nur darauf an, den Unterschied dermittlern und wahren Zeit zu bestimmen: und dis ist der Gegenstand des folgendenCapitels.
Drittes