Sonne sich sehr nahe der Zeit proportional verändert. Folglich ¬
kann man auf ähnliche Art wie vorhin die Zeiten finden, ¬
da die Sonne auf beyden Seiten des Kolurus der
Sonnenwenden gleiche und gleichnamige Abweichungen hatte. ¬
Aber der Zeitpunkt des Solstitiums wird nur unter
der Voraussetzung einer gleichförmigen Bewegung der Sonne ¬
in der Ekliptik in die Mitte zwischen die zwey obige Zeitpunkte ¬
fallen. Folglich wird man, um diesen Zeitpunkt zu
bestimmen, auch um die Zeit des Solstitiums die Unterschiede ¬
der geraden Aufsteigung der Sonne und des Sterns
beobachten, aus der bekannten geraden Aufsteigung des
Sterns die der Sonne für jede dieser Beobachtungen herleiten, ¬
und aus der täglichen Veränderung der letztern den
Augenblick berechnen müssen, da die gerade Aufsteigung der
Sonne = 90 oder = 270° war. Fällt dieser zwischen
zwey nur um einen Tag von einander entfernte Beobachtungen; ¬
so wird der von der ungleichförmigen Veränderung
der geraden Aufsteigung herrührende Fehler unbemerkbar.
Eben so findet man den Augenblick der Frühlings= oder
Herbstnachtgleiche, wenn man aus den in ihrer Nähe angestellten ¬
Beobachtungen den Augenblick sucht, da die gerade
Aufsteigung der Sonne = 0 oder — 180° war, welcher am
genauesten gefunden wird, wenn das Aequinoktium zwischen
zwey nur einen Tag von einander entfernte Beobachtungen
fällt.
Die Zeit des Aequinoktiums könnte man auch aus den
beobachteten Abweichungen der Sonne unmittelbar finden
wenn man den Augenblick suchte, da die Abweichung der
Sonne — 0 ist. Aber ein kleiner in der Polyöhe liegender
Fehler, mittelst welcher die Abweichungen bestimmt werden ¬
müssen, würde einen beträchtlichen Einfluß auf die Zeit
des Aequi oktiums haben, welcher bey der vorhergehenden
Methode wegfällt.
Wie man aus ungleichen Abweichungen die Lage der
Aequinoktialpunkte uumittelbar finden könne, ist schon ohén
§ 31. gezeigt worden.
§. 34. Weil die Schiefe der Ekliptik der grösten nördlichen ¬
oder südlichen Abweichung der Sonne gleich ist (§.
