Aufsteigung, gerade. 
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offenbar auch um diesen Bogen von 15° (gemessen auf dem Aequator) von 
dem ersten Sterne ab, oder seine Reetascension ist um eben diesen 
Betrag grösser als diejenige des ersten Sternes. Weiss man nun auf 
irgend eine Weise, wie gross die Rectascension des ersten Sternes war, so 
hat man auch sofort die Rectascension des zweiten Sternes, die um 
15° grösser ist, und man wird die Rectascensionen beliebig vieler anderer 
Sterne bestimmen können, indem man stets den Zeitunterschied zwischen 
dem Durchgänge des ersten Sternes und den Durchgängen der letzteren 
beobachtet und durch Multiplication mit 15 in Bogen verwandelt. 
Allein diese Multiplication ist sehr überflüssig und für den praktischen 
Beobachter (besonders beim Aufsuchen der Sterne) höchst unbequem und 
man giebt daher die Rectascension statt in Bogen, in Zeit an, sodass 
es also statt: „dieser Stern hat 24 n Rectascension”, einfach heisst: „dieser 
Stern hat 2 Stunden Rectascension”, wobei noch der Kürze halber statt 
2 Stunden: 2 h gesetzt wird; h ist hier der Anfangsbuchstabe von hora 
= Stunde. Den oben angezeigten Weg zur Rectascensionsbestimmung der 
Fixsterne schlagen die Astronomen in der That ein und gehen dabei 
von den sehr genau bestimmten Rectascensionen einer Anzahl von 
Sternen als Grundlage aus, die deshalb auch „Fundamentalsterne” ge 
nannt werden. Da der Frühlingspunkt, von welchem aus man die 
Rectascensionen zählt, am Himmel durch nichts ausgezeichnet ist, so 
ist die Bestimmung einer ersten, absoluten Rectascension viel schwieriger, 
als die Bestimmung fernerer Rectascensionen durch Anschluss an eine 
schon bekannte, nach der oben gezeigten Methode. Um absolute Recta 
scensionen zu erhalten, d. h. um den Abstand eines Sternes vom Früh 
lingspunkte zu bestimmen, beobachtet man die Sonne um die Zeit der 
Frühlingsnachtgleiche und bestimmt aus den gemessenen Höhen der 
selben und aus der bekannten Aequatorhöhe des Beobachtungsortes den 
Zeitpunkt, wann der Sonnenmittelpunkt im Aequator steht. Da die 
Sonne stets in der Ekliptik bleibt, so kann sie offenbar nur da auch 
gleichzeitig im Aequator stehen, avo Ekliptik und Aequator sich durcli- 
schneiden, also am 21. März im Frühlingspunkte. Durch gleichzeitige 
Beobachtung des Meridiandurchgangs eines Fixsternes findet man dessen 
Rectascensionsunterschied mit dem Orte der Sonne, oder da dieser Ort 
der Sonne dem Nullpunkte der Zählung entspricht, die absolute Recta 
scension des betreffenden Gestirnes. Sollen die auf diesem Wege er 
haltenen absoluten Ractascensionen genau sein, so sind eine Menge von 
Vorsiclitsmassregeln zu befolgen, auch ist es weder möglich noch notli- 
Avendig die Sonne genau in dem Momente zu beobachten, avo ihr 
Centrum im Frühlingspunkte steht, vielmehr Avird dieser Zeitpunkt aus 
den Beobachtungen, mittels Rechnung abgeleitet. Die gerade Aufstei 
gung der Sonne lässt sich sehr einfach aus ihrer Declination ableiten, 
da die Schiefe der Ekliptik bekannt ist. Nennt man letztere e, die 
Deklination der Sonne d, ihre Rectascension R, so findet sich: 
sin R = taug d . cotang e. 
Die Rectascensionen der Sterne sind keineswegs für alle Zeiten unver 
änderlich, vielmehr Averden sie sowohl durch die EigenbeAvegungen als 
das sogen.Yorrücken der Nachtgleichen(s.d.) unaufhörlich modificirt.