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und Aberration gehörig Rücksicht genommen wird, die Bewegung 
a der Sonne in Rectascension w ährend der Zwischenzeit zwischen 
beyden Beobachtungen. 
Nennt mann nun die unbekannte Rectascension der Sonne 
selbst in der ersten Beobachtung a und in der zweyten ido— ß. 
so ist, wenn e die Schiefe der Ecliptik bezeichnet, 
só hat. man a oder die erste Rectascension, und addirt man 
Fixsterns beobachtet hat, so kennt man auch die Rectascension 
des Fixsterns. M. s. Beri. Jahrb. 1791. p. 2o3. 
Riese Methode hängt, wie man sieht, von der Polhöhe , und 
der Schiefe der Ekliptik ab, so, dafs unrichtige Annahmen die 
ser beyden vorauszusetzenden Gröfsen, so wie die unmittelbaren 
Beobachtungs-Fehler selbst, oft nachtheiligen Einflufs auf die 
zu findenden Resultate haben werden. Der Fehler der Schiefe 
der Ekliptik läfst sich gröfstentheils dadurch vermeiden, wenn 
man die Beobachtungen nahe bey den Nachtgleichen und in fast 
gleichen Entfernungen von ihnen nimmt, 
II. Da die Bestimmung einer ersten absoluten Rectascension 
von der gröfsten Wichtigkeit ist, und gleichsam die Basis der 
gesammten beobachtenden Astronomie macht, so wird esnöthig 
seyn, hier die vorzüglichste Methode, zu diesem Zwecke zu ge 
langen , umständlich vorzutragen. 
Das erste Geschäft wird die Bestimmung der blofsen Dif 
ferenze n der Rectascensionen mehrerer Fixsterne seyn. Zu 
diesem Zwecke beobachtet man so oft als möglich ihre Culmina- 
tionen am Mittagsrohr. Nimmt man nun einen dieser Sterne in 
seiner Rectascension (aus guten Beobachtungen anderer Astro- 
Sin x Tg e = Tg S 
Sin ß Tg e == Tg 5' 
also 
Sin «: Sin ß = Tg ò: Tg 5 ^. 
woraus folgt 
a 
Addirt man den so gefundenen Bogen 
a — ß a + ß a 
zu — no 
2 2 , ' 2 
a 
2 
so hat man 180 —ß oder die zweyte Rectascension der Sonne, 
und da man an beyden Tagen die Differenz der Sonne und jenes