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bens des einen gegen den andern, können hier nicht auseinander gesetzt werden. Vor der Hand bemerken wir nur, dass alle Beobachtungen an der Sonne nur wahre Sonnenzeit geben, und diese, um sie mit dem Gang unsrer Uhren zu vergleichen, immer auf mittlere Zeit reduciert werden muss. Diese Beobachtungen zerfallen nun in zwei Klassen: sie sind entweder solche, die mit beliebig freien Messinstrumenten in beliebigen Zeitmomenten angestellt werden, oder solche, die an eigens dazu herge- richteten Instrumenten in bestimmten Zeitmomenten gemacht werden müssen. Wenn die ersteren, als die allgemeineren, zur unmittelbaren Bestimmung eines jeden LZeit- momentes als die vollkommeneren erscheinen, so sind sie auch die umständlicheren und zeitraubenderen, da sie neben den sorgfältigen Vorbereitungen zur Beobachtung immer eine mehr oder weniger lange Berechnung nothwendig machen; während die letzteren nur einen Augenblick(den Durchgang der Sonne durch den Meridian) unmit- telbar schon durch die Beobachtung angeben, und die Darstellung jedes anderen Zeitmomentes dem Gange einer nach diesem festgestellten Anfange regulierten Uhr überlassen.
Wir gehen daher jetzt zur Darlegung der Methoden über, die den später zu besprechenden als nothwendige wissenschaftliche Grundlage dienen.
Die allgemeinste dieser Methoden, die Zeit in irgend einem beliebigen Momente zu bestimmen, ist die durch Messung der absoluten Höhe der Sonne oder irgend eines seinem Orte nach wohlbestimmten himmlischen Körpers über unserm Horizonte vermittelst eines Messinstrumentes(Theodolit oder Sextant). Wird die Höhe eines Sonnenrandes in irgend einem Zeitmomente beobachtet, so sind durch diese Höhe(h) sowie durch die für den Beobachtungsort als bekannt vorausgesetzte geographische Breite(= Polhöhe) und die aus einer astronomischen Ephemeride zu entnehmende Declination(d) der Sonne für diesen Moment die drei Seiten des sphärischen Dreiecks gegeben, welches sich zwischen Pol P Zenith Z und Sonne S(Fig. 1) im Augenblicke der Beobachtung gebildet hat. Es kann also mit Leichtigkeit aus denselben der Stundenwinkel der Sonne(t), der von dem Meridian und dem Stundenkreise der Sonne gebildet wird, hergeleitet werden. Die eine Seite dieses Dreiecks, das für alle solche Beobachtungen sich stets gleich bleibende Stück des Meridians zwischen Zenith und Pol, PZ, ist dem Complement der Polhöhe gleich, 900— G, die zweite Seite, PS, zwischen Pol und Sonne ist gleich dem Complemente der Declination der Sonne für diesen Augenblick, 90⁰— und die dritte Seite, ZS, oder das Stück des Verticalkreises zwischen Zenith und Sonne,
fällt, die wirkliche Sonne culminiert und es also 12 Uhr wahre Zeit ist, erst 11 Uhr 43 Min. und 43˙%s Secun- den zeigen muss, während umgekehrt am 11. Februar, wo die Zeitgleichung=+ 14“ 31,“22 ist eine rich- tig gehende Uhr in demselben Augenblick schon 12 Uhr 14 Minuten und 31,22 Secunden angeben muss.