H2

Sphar. Asiron.

fähr i8a° von einander entfernt waren, so würde auch der mittlere Werth der Zeit-gleichung i 2 Stunden betragen. Da dis aber die Zeitgleichung ohne Noth verwickeltermachen würde, so ist es natürlicher, in der That einen Punkt im Aequator anzuneh-men, in dem sich beyde Sonnen einmal im Jahr zugleich befinden, also einen Äqui-noktialpunkt, und zwar am bequemsten den Fruhlingspunkt, von dem die Langen undRcktaszensionen gezählt werden. Alsdenn ist die Rektaszension der mittlern Sonnebeständig der mittlern Sonnen-Lange gleich, und die Zeitgleichung ist in diesem Fallenichts anders, als der in Zeit verwandelte Unterschied der mittlern Länge undder wahren Rektaszension: und so drückt man es gewöhnlich aus. Da sich dieastronomischen Schriften über diese wichtige Sache selten vollkommen deutlich erklären,so wird eine umständliche Untersuchung derselben hier nicht überflüssig seyn.

Begreiflich sucht man hier einen solchen Punkt, in dem die Zeitgleichung ver-schwindet: da sie aber aus zwey Theilen besteht (§. wz.), so verschwindet sie nichtallein, wenn jeder Theil no ist, sondern auch wenn beyde Theile einander aufheben;und dis kann in mehreren Punkten der Sonnenbahn geschehn, weil der eine Theil vonder Lage der Apsidenlinie, und der andre von der Lage der Ekliptik gegen den Aequatorabhängt, beyde also in keinem Zusammenhange mit einander stehn. So wird manin den Tafeln finden, daß sich beyde Theile viermal im Jahr aufheben, nämlich etwas6 Tage nach der Frühlings-Nachtgleiche, 6 Tage vor der Sommer-Sonnenwende,2 z Tage vor der Herbst-Nachtgleiche, und Z Tage nach der Winter. Sonnenwende.Wollte man nun aus keinem dieser vier Punkte beyde Sonnen zugleich auskaufenlassen, so würden auch beyde Rektaszenfionen in diesen Punkten nicht gleich sinn. Essey also die wahre Rektaszension in einem solchen Punkt um den Bogen -- kleiner alsdie willkührlich angenommene Rektaszension der mittlern Sonne. Alsdenn müsse manbeständig ausser der eigentlichen Zeitgleichung, diesen in Zeit verwandelten Bogen ^ zurmittlern Zeit addiren, um die wahre Zeit zu haben. Dis also zu vermeiden, müssenbeyde Sonnen aus diesen vier Punkten zugleich auslaufen.

Man kann sich in der That die Sache so vorstellen, ohne daß daraus einFehler in der Rechnung entstünde; und man sieht leicht, daß bey den Tafeln wirklichdie Voraussetzung zum Gründe liege, daß beyde Sonnen in diesen vier Punkten zugleicheintreffen, weil daselbst die ganze Zeitgleichung verschwindet, folglich beyde Rektaszen-sionen gleich sind. Zugleich aber erhellt, daß beyde Sonnen nur gleichen Punkten desÄquators entsprechen, ohne sich in der That in einem Punkte zu befinden, weil es nichtdie Aequinoktial-Punkte sind. Allein obgleich diese Vorstellungsart keinen Irrthum inBerechnung der Zeitgleichung nach sich zieht, so ist sie doch nicht diejenige, die^ einenvollständigen und deutlichen Bearif von der ganzen Sache gibt. Daß beyde Sonnenjährlich in diesen vier Punkten zusammen treffen, ist blos zufällig: ausserdem ist es nichtdie wahre Sonne selbst, sondern ihr auf den Aequator reduzirter Ort, der daselbst mitder mittlern Sonne zusammen fällt; diese vier Punkte haben zu wenig bestimmtes undausgezeichnetes, um für den Grund der ganzen Rechnung angenommen zu werden; sie-fallen wegen der ungleichen Beweguna der Aequinoktialpuukte und der Apsiden, in ver-schiednen Jahren nicht in dieselben Punkte der Sonnenbahn; und sie mästen selbst