Endlich  kann  man  aus  der  bekannten  geraden  Aufsteigung
Ag  des  Sterns  5,  und  der  beobachteten  Differenz  b'9  der  geraden ¬
  Aufsteigung  des  Sterns  und  der  Sonne  für  jede  der  übrigen ¬
  Beobachtungen  die  gerade  Aufsteigung  Ab  =  Ag+b“9  der
Sonne,  und  mittelst  des  jetzt  bekannten  Winkels  bAd  ihre  Abweichung ¬
  finden  durch  die  Formel
Sin.  Ab"  Tang.  bAd
3.)  Tang.  b"d"
Sin.  tot.
welche  der  beobachteten  Abweichung  der  Sonne  gleich  seyn  muß,
wenn  alle  Punkte  der  scheinbaren  Sonnenbahn  in  einem  grösten
Kreis  der  Sphäre  liegen.
Aus  n.  1.  ergiebt  sich,  daß  es  zur  Verminderung  der  Fehler ¬
  der  Beobachtungen  vortheilhaft  ist,  zwey  nördliche  oder  zwey
südliche  Abweichungen  zu  gebrauchen,  welche  nahe  bey  den  Aequinoktialpunkten ¬
  beobachtet  worden  sind.  Alsdenn  wird  nemlich ¬
  be  einem  rechten  Winkel  nahe  kommen;  folglich  Cotang.  be
klein  werden.  Zugleich  wird  die  Differenz  der  Abweichungen  der
Differenz  der  Mittagshöhen  der  Sonne  gleich,  und  daher  von
dem  in  der  Bestimmung  der  Polhöhe  begangenen  Fehler  unabhängig ¬
  seyn,  welcher  nur  auf  den  Nenner  Sin.  (b'd  +bd)  Einfluß ¬
  hat,  und  den  Werth  dieses  ächten  Bruchs  um  weniger  ändern ¬
  wird,  als  der  in  seinem  Nenner  steckende  Fehler  beträgt.
Sind  die  zwey  Abweichungen  der  Sonne  einander  gleich;  so  wird
Ac  -  900,  Be  -0,  und  der  Einfluß  des  Fehlers  der  Polhöhe  verschwindet ¬
  gänzlich.
Hingegen  sieht  man  aus  n.  2.  daß  es  zur  Bestimmung  des
Winkels,  unter  welchem  die  Ekliptik  den  Aequator  durchschneidet, ¬
  vortheilhaft  ist,  eine  in  der  Nähe  der  Solstitien  liegende
Beobachtung  zu  wählen,  weil  alsdenn  der  Sinus  der  geraden
Aufsteigung  nahe  dem  Halbmesser  gleich;  folglich  der  Einfluß
des  in  der  Abweichung  liegenden  Fehlers  vermindert  wird.
§.  32.  Da  die  Ekliptik  ein  gröster  Kreis  der  Sphäre
ist;  so  stehen  ihre  Durchschnittspunkte  mit  dem  Aequator
oder  die  Aequinoktialpunkte  180°  von  einander  ab.  Von
dem  Frühlingspunkt  an  wächst  die  nördliche  Abweichung  der
Sonne,  bis  ihre  gerade  Aufsteigung  =  90°  wird,  und  das
Sommersolstitium  eintritt,  wo  sie  am  grösten  ist,  und  den
Winkel  mißt,  unter  welchem  die  Ekliptik  den  Aequator
durchschneidet,  welcher  die  Schiefe  der  Ekliptik  heißt.  Von
da  an  nimmt  sie  wieder  ab,  bis  sie  bey  einer  geraden  Aufsteigung ¬
  von  180°  oder  in  dem  Herbstpunkt  wieder  verschwindet. ¬
  Sie  wird  jetzt  südlich,  und  bey  einer  geraden