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u des ganzen Umfangs des Aequators= 00 59 8˙3 unter den Sternen fort- 365,2422

rücken, die Dauer eines ihrer durch zwei auf einander folgende Durchgänge derselben

durch den Meridian bestimmten Tage wird also immer gleich' sein, den Sterntag immer um eine bestimmte Zahl von Minuten und Secunden übertreffen und dadurch ein zu allen Zwecken taugliches Zeitmass abgeben. Man nennt diese Sonne, zum Unterschied von der wirklich am Himmel leuchtenden, die mittlere, und aus gleichem Grunde einen ihrer Tage einen mittleren Sonnentag. Theilen wir daher jeden der drei Tage, die wir bisher kennen gelernt haben, in 24 unter sich gleiche Theile und nennen diese Stunden, so sehen wir, dass sowohl die Stunden des Sterntages als die des mittleren Tages zu jeder Zeit des Jahres unter sich gleich sind, und dass die letzteren die ersten immer um eine und dieselbe Anzahl von Minuten und Secunden (mögen diese in Sternzeit oder in mittlerer Zeit angegeben sein) übertreffen; dass aber die Stunden des wahren Sonnentages zu den verschiedenen Zeiten des Jahres unter sich ungleich, bald länger, bald kürzer sind, und daher nicht als Zeitmass gebraucht wer- den können.— Da aber nur die wirkliche Sonne beobachtet und aus ihren Stunden- winkeln die Zeit hergeleitet werden kann, so findet man in allen astronomischen Ephemeriden eine Tafel berechnet, welche den Zeitunterschied zwischen der Culmination der wahren und derjenigen jener fingierten Sonne bis auf hundert Theile einer Secunde genau angiebt, und uns somit in den Stand setzt, durch Hinzufügung oder Hinwegnahme dieses Zeitunterschiedes aus dem wahren Sonnentage die mittlere Zeit auf das schärfste herzuleiten. Man nennt diese Zeitunterschiede die Zeitgleichung. Die Formel derselben M. Zt.— W. Zt.=+ a, daher M. Zt.+a= W. Zt., giebt an, wie viel Minuten und Secunden man bei einer nach mittlerer Zeit gehenden Uhr von 12 Uhr Mittags abziehen oder wie viel man hinzuaddieren muss um 12 Uhr wahre Zeit, oder den Moment zu erhalten, wo die Sonne durch den Meridian geht.*) Die Gründe für diese Abweichung des mittleren vom wahren Mittag, dieses Voreilens und Zurückblei-

ein Maximum oder ein Minimum ist und ihre Declination oder ihr Abstand vom Aequator ein Maximum erreicht hat; d. h. vom Colur der Sonnenwenden und zu einer Zeit, wo die grosse Axe der Erdbahn(die Apsidenlinie) mit ihm zusammenfiel. Denn nur durch ihre grosse Axe wird die Erdbahn in zwei, in Bezug auf die scheinbare Bewegung der Sonne, vollkommen gleiche und symmetrische Hälften, und durch den Colur der Solstitien in zwei eben solche Hälften in Bezug auf ihre Lage gegen den Aequator getheilt. Dieses Zusammenfallen der Apsidenlinie mit dem Colur der Solstitien fand um das Jahr 1248 wirklich statt und auf diese Epoche muss also die Berechnung der Zeitgleichung basiert sein. Die grosse Axe der Erdbahn rückt nämlich in jedem Jahre um nahe 12 Secunden von Westen nach Osten fort, so dass damals kürzester Tag und Sonnennähe zusammenfielen, während jetzt letztere erst 10 Tage nach dem Solstitium(am 1. Januar) stattfindet Eine vollständige Auseinandersetzung dieses wichtigen Punctes giebt Fr. Th. Schubert: Theoretische Astronomie, Thl. I,§. 154— 160.

*) So sagt z. B. die Zeitgleichung für den 2. November=— 16 16“, 95, dass eine richtig gehende Uhr in dem Augenblicke, wo der Schatten des Zeigers einer guten Sonnenuhr genau auf die Mittagslinie