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Nennt man S = VA die absolute Sternzeit für irgend einen 
gegebenen Augenblick, AI — BA die entsprechende mittlere 
Zeit, und endlich a — VB die Bectascension der zweiten rnitt- 
lern , oder, was dasselbe ist, die Länge der ersten mittlern 
Sonne, beyde vom scheinbaren Aequinoctium gerechnet, so ist 
S = a + M 
Ist also a für irgend eiuen Augenblick bekannt, so wird man 
durch die letzte Gleichung für diesen Augenblick die Sternzeit 
linden, wenn die mittlere Zeit gegeben ist, und umgekehrt. 
Es sey A die Länge der ersten mittlern Sonne für den mitt- 
lern Mittag des gegebenen Tages, vom scheinbaren Frühlings 
punkte gezählt, und durch lödividirt, oder in Zeit ausgedrückt, 
und b die constante Zunahme dieser Länge in 24. Stünden mitt 
lerer Zeit, so ist ihre Zunahme in M Stunden mittlerer Zeit 
gleich 
— M,. 
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also ist 
a = A - 4 - -k-. AI 
24 
wodurch 
die letzte Gleichung wird 
* - ( S “ A > 
oder 
S = A + 9 ' 4 + b AE 
24 
welchen Gleichungen man auch folgende Gestalt gebe: 
M _ S - A - (S-A) j 
1 \ <»> 
S = A + AI + — AI 
da aber A durch die Tafeln oder durch die Ephemeriden als 
gegeben angesehen werden kann , so bildet man mittels der Glei 
chungen II. für jede bekannte absolute Sternzeit die ent 
sprechende mittlere Zeit und umgekehrt, wenn b bekannt ist. 
Es ist aber die Bewegung der ersten mittlern Sonne in 24 
Stunden mittlerer Zeit 
also ist 
o° 5 t)' 8" 33 
, 0° 5 q' 8" 33 
b = — o. 00071 
und da man offenbar hat 
I.