60 Aligemeine Einleitung in die Astronomie 
hat, indem diese bereits alle möglichen Werthe durchläuft, wenn der Pol von f 
nach & gekommen ist. Indem nun COoPERNICUS die jährliche gleichmässige Be- 
wegung des Poles (daher auch der Aequinoctialpunkte), die eigentliche Präcession 
gleich 50'':2, den grössten Werth der Schiefe der Ekliptik 23° 52', ihren kleinsten 
Werth 23° 28', den Halbmesser der kleinen Kreise gleich 6' und die jährliche 
Jewegung der Weltpole in diesem gleich 377':4 annimmt, lásst sich daraus der 
Werth von e und x (die wahre Schiefe und die Libration in Linge)- fiir jede 
andere Zeit berechnen. Den Werthen der Copernicanischen Tafel wird sehr 
nahe entsprochen durch die Ausdriicke: 
Linge von y Arietis A = -r 5? 32' 4- 50-2 Z'+ T0" sin (754"-8 Z + 13° 30"). 
Schiefe der Ekliptik = = 23? 40' 4- 12' cos (37774 Z' 4- 6? 45!) 
wo Z'in Sonnenjahren seit Christi Geburt auszudrücken ist. 
Bei der Bewegung der Erde um die Sonne findet CorErNICUs zwei Ungleich- 
heiten. Die Erste ist die bereits von PToLEMAUS gekannte und bestimmte Ungleich- 
heit in der Geschwindig- 
keit derBewegung. Zur Er- 
klärung derselben nimmt 
COPERNICUS an, dass sich 
die Erde in einem excen- 
trischen Kreise bewegt; 
die Richtung und Grósse 
der Excentricität kann auf 
dieselbe Weise bestimmt 
» Werden, wie dieses PTOLE- 
MAUS für die Sonnenbahn 
macht, da ja, wie erwähnt, 
die beiden Annahmen sich 
für die Rechnung vôllig 
decken, und nur alle 
(4. 22.) geocentrischen Richtungen : 
der Sonne von den entsprechenden heliocentrischen Richtungen der Erde um 
180? verschieden sind. Allein da Co»EnNicUS ganz richüg bemerkt, dass die 
Bestimmung der Momente der Solstitien nur áusserst ungenau ist, so wählt er 
zur Bestimmung der Elemente der Erdbahn Beobachtungen, welche genügend 
weit von den Aequinoctien entfernt sind, dabei aber noch hinreichend sicher 
bestimmt werden kónnen. Als solche bezeichnet er die Momente des Eintritts 
der Sonne in jene Punkte, welche 45° von den Aequinoctien abstehenl). Sei 
nun S (Fig. 22) der Ort der Sonne, O der Mittelpunkt der excentrischen Erd- 
bahn, SW die Richtung nach dem Friihlingspunkte, also AZ, die Stellung der 
Erde zur Zeit des Frühlingsáquinoctiums, .£, dieselbe für eine andere Zeit, 
so ist der Winkel Æ,S Æ#,=— a durch die Beobachtung bekannt (gleich der 
scheinbaren Bewegung der Sonne in der Zwischenzeit, also 45?), wührend der 
Winkel 7,0 E, = 2a gleich der mittleren Bewegung der Erde in der Zwischen- 
zeit, also gleich (27, ist, wenn C) die mittlere tágliche siderische Bewegung der 
Sonne und 7, die Zwischenzeit, ausgedrückt in Tagen, ist. Wenn ferner die 
  
  
7) Den Eintritt der Sonne in diese Punkte kann man allerdings nicht beobachten, aber 
mit der bekannten Schiefe der Ekliptik kann man die Deklination der Sonne für diesen Punkt 
bestimmen und die Momente beobachten, für welche die Sonne diese Deklination erlangt. Eine 
Unsicherheit entsteht hier, wenn die Refraction nicht berücksichtigt wird.