Zeit (Bestimmung derselben). 
8) Uiu mittlere Z. in wahre um 
zurechnen, muß man die Zeitgleichung 
abziehen. Letztere ist allerdings in den 
Tafeln für den wahren Mittag gegeben, 
und man müßte also eigentlich die wahre 
Z. kennen, um den genauen Betrag der 
Zeitgleichung angeben zu können.' Bei 
der geringen Änderung, welche die letztere 
im Lauf eines Tags erfährt, genügt es 
aber, wenn man einen angenäherten Wert 
für die wahre Z. nimmt. Um z. B. 
5k 31 m 36,153 mittlere Z. 5. März 1882 
in wahre Z. zu verwandeln, können wir 
die Zeitglelchung 11™ 39» für den wahren 
Mittag dieses Tags von der gegebenen Z. 
abziehen; dies gibt 5 h 19™ 57 s oder ge 
nähert als wahre Z., und dieser Z. 
entsprechen 8,153 Abnahme der Zeitglei 
chung, daher dieselbe zu der in Rede stehen 
den Z. nur lim 36,133 beträgt. In Wirk 
lichkeit ist also die wahre Z. 
f)h 31m 36,13» — lim 36,13» = 5^ 20-0. 
9) Wahre Z. wird in Sternzeit 
verwandelt, indem man die in den 
Ephemeriden angegebene Rektaszension 
der Sonne addiert. Für 1. April 
1882 mittags 12 Uhr wahre Z. ist die 
letztere O h 42m 44,94s, und sie wächst in 
den nächsten 24 Stunden um 3m 38,34», 
in 6 Stunden also um Om 54,58», so daß 
die abends 6 Uhr wahre Z. 
Ob 42m 44,94s -j- 54,583 — Oh 43™ 39,523 
beträgt. Die entsprechende Sternzcit ist 
6b 43m 39,52». 
10) Um die Z. aus Beobachtun 
gen zu finden, kann man den Durch 
gang eines Sterns von genau bekannter 
Rektaszension (s. Fundamentalsterne) durch 
den Meridian beobachten. Im Augenblick 
der obern Kulmination ist die Sternzeit, 
wie schon eingangs erwähnt, gleich der Rekt 
aszension. Hierzu eignen sich am besten 
Sterne, welche in der Nähe des Zeniths 
kulminieren, weil hier ein Fehler in der 
Bestimmung des Meridians ohne Ein 
fluß auf die Zeitbestimmung ist, da sich 
die verschiedenen Vertikalkreise im Zenith 
schneiden. 
Beobachtet man statt dessen in irgend 
einem andern Vertikalkreis die Höhe h, 
so besteht dem Art. Höhe zufolge zwischen 
dieser, dem Stundenwinkel t, der Dekli 
nation d und der Polhöhe die Gleichung 
sin fl — sin cp sin <> -f- cos q> cos ö cos t, 
aus welcher man den Stundenwinkel t 
finden kann, wenn noch die Deklination 
S und die Polhöhe cp gegeben sind. Addiert 
man den in Z. ausgedrückten Stunden 
winkel t zur Rektaszension des Sterns, 
so erhält man die Sternzeit der Beob 
achtung. 
Wird dieselbe Beobachtung und Rech 
nung an der Sonne ausgeführt, so erhält 
mari die wahre Z. der Beobachtung; doch 
ist hier die Berechnung nicht ganz so ein 
fach, weil die Änderung der Deklination 
in Betracht zu ziehen ist. 
Ist die geographische Breite cp des Beob 
achtungsorts nicht bekannt, so eignet sich 
zur Bestimmung der Z. am besten die 
Methode der korrespondierenden 
Höhen. Beobachtet man nämlich die 
Zeiten u und uh in denen irgend ein Stern 
vor und nach dem Durchgang durch den 
Meridian ein und dieselbe Höhe hat, so 
ist die Zeit t=‘/2 (u+u') die Zeit des 
Durchgangs durch den Meridian, und 
wenn also die Rektaszension « des Sterns 
bekannt ist, so ist t-f-“ die Sternzeit 
im Moment des Durchgangs, sofern die 
Beobachtungen vor und nach der obern 
Kulmination erfolgten. Zu solchen Beob 
achtungen bedarf es nicht der Kenntnis 
der Deklination, wenn diese unveränder 
lich ist; man braucht dazu nur eine Uhr, 
auf deren gleichmäßigen Gang in der Z. 
zwischen beiden Beobachtungen man sich 
verlassen kann, und eines Höheninstru- 
mentö, dessen Kreis aber nicht einmal ge 
nau geteilt zu sein braucht. 
Mackt man derartige Beobachtungen 
an der Sonne, so muß die Änderung der 
Deklination in der Zwischenzeit in Be 
tracht gezogen werden; vgl. Mttagsver- 
besserung. 
Man kann ferner die Z. finden, indem 
man von zwei Sternen, deren Deklina 
tionen '> und <)' bekannt sind, die Höhen 
fl und fl' und die Zwischenzeit zwischen 
den Beobachtungen bestimmt. Denn sind 
t und t' die unbekannten Stundenwinkel 
der beiden Sterne, und ist <p die Polhöhe 
des Beobachtungsorts, so ist