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§. 174. Indessen bedienen sich die Astronomen, um diese weitlauftige Rech-nung zu vermeiden, nicht leicht andrer Uhren, als von deren gleichförmigen Gange sieüberzeugt sind. Es ist aber nothwendig, sich davon vollkommen zu überzeugen,'ehr mandie Uhr als gleichförmig behandelt. Die Vergieichung der Uhr mit der Sonne in je-dem wahren Mittage (§. 166.) gibt hiezu ein gutes Mittel an die Hand. Bequemerist aber folgende Methode, weil man sie, so oft man will, an einem Tage widerholenkaun, und keine Rechnung dabey nöthig ist. Wenn man ein Sehrohr oder einen Qua-dranten in einer gewissen Höhe befestigt, und mehrere Tage nach einander auf der Uhrdie Zeiten bemerkt, da einer oder mehrere Firsterne diese Höhe erreichen: so müssen dieZeiten der Uhr, die zwischen zwey Durchgängen jedes Sterns durch den ungcandertenQuadranten verstreichen, immer gleich seyn, wenn die Uhr gleichförmig gebt, weil jederStern in dieser Zeit einen Stnndenwinkel von beschrieben hat. Man sieht leicht,daß hiezu keine genaue Abtheilung, sondern nur Festigkeit des Quadranten erfodert wird,und daß man sich auf diele Art, durch sehr viele Beobachtungen an einen, Tage, von,Gange der Uhr unterrichten kaiin.^ Vorzüglich mus man solche Sterne beobachten, derenHöhe sich a.'sdenn am schnellsten ändert (§. z8-).

§. 175. Alle diese Untersuchungen erfQern eine genaue Beobachtung des wahrenMittags, die der Grund der meisten astronomischen Beobachtungen ist, und daher nochumständlich erklärt werden mus. Die unmittelbare Methode, die Kulmination derSonne leibst zu beobachten, gebraucht man selten, weil sie eine vollkommen genaueMitcagsli ie voraus sezt: man bedient sich statt ihrer jezt durchgängig der korrespondi-rendcn Sonnenhöhen. Wenn man nämlich zw» gleiche Höben eines Sterns vor undnach seiner Kulmination beobachtet, so bat er beo'emal gleiche Stnndenwinkel. undwegen der Gh'i bsirmigkeit der täglichen Bewegung ist das Mittel zwischen beiden Zeitendie Zeit der Kulmin uio". Hiebey wird aber zweyerley v raus gesezt: i> daß der Stern'beydcmal gl iche Stnndenwinkel gehabt, allo seine Abweichung mdess n nicht geänderthabe; 2) daß er die Stnndenwinkel gleichförmig beschreibe, also seine R-'ktasze! von garnickt oder doch gleichförmig geändert habe. Beyde Voraussetzungen finden bey derSonne, wegen ihrer eignen Bewegung, nickt Statt; indes kann man die leure dochgelten lassen, weil ibre Rektaszension in 24 Stunden, also noch,mehr in 6 Stunden,welches ungefähr die Zeit zwischen beyden Beobachtungen zu seyn pflegt, sich ziemlichgleichförmig ändert. Der erstre Umstand aber, oder die Aendrnng ihrer Abweichung, er-fodert eine Korrektion des aus beyden Zeiten geschlossenen Mittags, die besonders zurZeit der Nachtgleichen nöthig ist, da die Abweichung sich am schnellsten ändert.

§. ,-6. Die Gleichung (Z. Z4- III. 1.) zeigt, daß

für gleiche Höhen y die Stnndenwinkel D gleich sind, wenn die Abweichung F sichnicht geändert hat: widrigenfalls bat auch der Stnndenwinkel eine Aentrnng erhalten,die sich auf zweyerley Art berechnen last- Wenn man nämlich die Abweichungen Fund ^ zur A'it beyder Beobachtungen kennt, so kann man beyde St'mdenwi'kelbesonders aus F und berechnen; alsdenn aber verliert diese Methode alle ihre Vor-züge, und ist mit der ( H. 164.) einerley. Da sich nun die Abweichung in einigenStunden nur wenig ändert, so kann man, ohne die Stnndenwinkel selbst genau zu

Q 2 berechnen.