A. Weiler. 



rechtwinklige sphärische Dreieck F^JK (siehe F^" J" K" , im Auf- 

 riss). Seine Hypothenuse ist F^J^l, die eine Kathete F^K= ci und 

 der von ihnen eingeschlossene Winkel JF^K gleich a. Daraus folgt 



4) 



tg l =- 



Der Sternzeitpunkt J der Ekliptik hat sich in der Zwischenzeit 

 {Zi — Z) von F bis J bewegt. Die Ekliptiklängen der Punkte .7 

 und F zur Zeit Z^, sind F^J^l, FiF=r. somit ist JF=t — /. 



Setzt man in die eben entwickelten Formeln für «, l, JF die 

 Zahlenwerte ein t = 0°, 30°, 60°, . . so entsteht folgende Tabelle, 

 welche die Wanderung des Sternzeitkolurs und der Sternzeitpunkte 

 darstellt innerhalb des Zeitraumes, in welcliem der Pol P einmal 

 den Ekliptikpol umkreist. 



Diese Tabelle zeigt zunächst, dass der Zeitpunkt J der Ekliptik 

 sich verhältnismässig langsam von der anfänglichen Lage F des 

 Frühlingspunktes aus nach Westen bewegt. 



Zu der Zeit Z, befindet sich der Zeitpunkt K des Äquators um 

 « östlich vom Frühlingspunkte i'V Hätte man während der Zwisclien- 

 zeit {Z^-Z) die Sternzeit in bisheriger Weise nach dem Frühlings- 

 punkt fortlaufend gezählt, so wäre ein Gesamtfehler entstanden, 

 welcher gleich ist a in Sternzeit ausgedrückt. Er ist als negativ 

 zu bezeichnen, indem man ihn von der nach dem Punkte Fy gezählten 

 Zeit zu subtrahieren hat, um die richtige Sternzeit des Zeit- 

 momentes Zy zu erhalten. Die Sternzeit wurde bisher nach einem 

 allzu rasch nach Westen vorrückenden Punkt gezählt. Infolgedessen 

 mussten die Sterntage zu kurz ausfallen und man erhielt für eine 

 bestimmte Dauer eine zu grosse Masszahl. Nach 3) ist der Fehler 

 der Dauer proportional, nämlich unter der Voraussetzung, dass der 

 Pol sich gleichförmig auf einem Kleinkreise (der Frühlingspunkt 

 gleichförmig in der Ekliptik) fortbewege.') — Für die Zeitdauer, in 



