Jer Fläche Jes Himmels beschreibe , obschon sie, wie die Be
ständigkeit der Polhöhen aller Beobachtungsörter zeigt, immer
denselben Punkt der Oberfläche der Erde einnimmt.
Man kann sich diese Bewegung durch folgende Hypothese
bildlich darstellen.
Man denke sich durch die Pole des Aequators einen Kreis
um die Pole der Ecliptik, dessen Entfernung also vom Pol der
Ecliptik der Schiefe der Ecliptik gleich ist. In diesem Kreise
bew r egt sich der Pol des Aequators jährlich nahe 5 o" von Mor
gen gegen Abend. Dadurch wird also die Länge der Sterne jähr
lich um eben so viel gröfser, die Breite derselben aber, oder
der Ort der Pole der Ecliptik, bleibt ungeändert. Diefs ist die
Präoession , die, wie oben gesagt wurde, vorzüglich aus der
Wirkung der Sojine und des Mondes auf die abgeplattete Erde
entsteht.
Eine andere Ursache, die Wirkung der Planeten auf die
Erdbahn, gibt; dem Mittelpunkte dieses Kreises, dem Pole der
Ecliptik, eine kleine Bewegung um den Pol des Aequators,
wodurch dieser Kreis immer verkleinert, also vorzüglich die
Breite der Sterne verändert wird, während die Declination der
selben ungeändert bleibt. Diese Hypothese erklärt die oben be
trachtete säculäre Abnahme der Schiefe der Ecliptik, die also
aus einer Bewegung der Pole der Ecliptik um die hier als ru
hend angenommenen Pole des Aequators entsteht.
Die Länge und Breite , Rectascension und Declination der
Sterne, die sich auf den blofs durch diePr^cession corrigirten
Frühlingspunkt, und auf die blofs durch die säculäre Abnahme
der Ecliptik corrigirte Schiefe bezieht, heilst die mittlere.
Da die Nutation, wie oben erinnert wurde, die Breite
der Sterne nicht ändert, so entsteht sie aus einer Bewegung
des Aequators um die hier als ruhend angenommene Ecliptik,
wie die Präcession. Man denke sich den Punkt des oben be
trachteten Kreises (dessen Pol der ruhende Pol der Ecliptik ist ),
welchen eben der Pol des Aequators einnimmt, als Mittelpunkt
einer Ellipse, deren grofse Axe 2I1 =- iq". 3 о den Breitenkreis
berührt, und deren kleine Ave 2 g — 14". 3 6 auf diesem Brei
tenkreis senkrecht ist. Der Mittelpunkt der Ellipse ist der m i t;; -
lere Pol des Aequators, und die Länge des wahren Poles,
der in der Peripherie dieser Ellipse ist, wird so bestimmt. Man
beschreibt in der Ebene der Ellipse einen Kreis, dessen Mittel
punkt der der Ellipse, und dessen Halbmesser die halbe gi olse
Axe h der Ellipse ist, und denkt sich einen Halbmesser dieses
Kreises in gleichförmiger Bewegung um seinen Mittelpunkt in
einer Richtung, welche der der jährlichen Bewegung der Sonne
entgegen ist, so, dafs dieser Halbmesser mit der der Eclipt.k
am nächsten liegenden halben grofsen Axe dann zusammenfällt,
wenn der aufsteigende Knoten der Mondesbahn in der Ecliptik