auf eine bloße Zeitmessung hinausläuft. Zu dem Zwecke sind in den 
astronomischen Ephemerideu gewöhnlich von 10 zn 10 Tagen die schein 
baren (mit der Nntation behafteten) Rektascensionen einer größeren An 
zahl von Fundamentalsternen angegeben, unter denen man dann einen 
solchen auswählt, der sich in möglichst großer Nähe des zu beobachtenden 
Sterns befindet. Denn in diesem Falle übt ein etwaiger Fehler des 
Instruments auf beide Sterne nahezu denselben Einfluß aus, der 
mithin in der Rektascensionsdisferenz fast verschwindet. Die Be 
obachtungen liefern also auch scheinbare Rektascensionen. 
Um nun zunächst diese Rektascensionen und Deklinationen auf 
Ekliptikkoordinaten zu bringen, wird man sich der Formeln II, p. 14 
der sph. Astr. bedienen und zwar unter Anwendung der scheinbaren 
Ekliptikschiefe e. Dabei ist zu bemerken, daß diese scheinbare Schiefe 
für jede Beobachtung einen durch Nntation etwas veränderten Wert 
hat, auch wenn die Beobachtungen nur durch eine mäßige Anzahl von 
Tagen getrennt sind. Man hat deshalb die Transformation auf die 
Ekliptik jedesmal mit dem zur Zeit der einzelnen Beobachtungen gerade 
statthabenden Werte der scheinbaren Schiefe auszuführen. — Auch darf 
nicht unerwähnt bleiben, daß die Sonne (oder, je nach der Auffassung, 
die Erde) sich selten genau in der scheinbaren Ekliptik befindet, daß 
dieselbe vielmehr fast stets eine gewisse (allerdings eine Sekunde nie 
übersteigende) Breite in Bezug ans die scheinbare Ekliptik besitzt. Denn 
wenn auch der konstante störende Einfluß der Planeten aus die Lage 
der Ekliptik durch Berücksichtigung ihrer säkularen Abnahme (p. 5 der 
sph. Astr.) in Rechnung gebracht ist, sobald man von scheinbarer 
Ekliptik redet, so sind doch die von den Planeten auf die Lage der 
Ekliptik ausgeübten periodischen Störungen darin nicht eingeschlossen. 
Doch sind die hierdurch bedingten Korrektionen so geringfügig, daß 
man sie bei einer ersten Bahnberechnung meist außer acht läßt. 
Durch die Transformation der Äquatorkoordinaten auf die Ekliptik 
sind nun zwar alle Beobachtungen auf dieselbe Ebene bezogen, allein 
der Nullpunkt der Ekliptik, das Äquinoktium, ist noch bei jeder Be 
obachtung verschieden. Man wird also ferner jede Länge von der 
Nntation befreien, indem man zu derselben 
17", 24 sin ct,