Die Gi-iiniUagen für die Xeii^estültung- dei- asli-onnm. Zeitniessuiij;. S'J 



uuveriiiulerlich, so würde nach jeder vollen Umdrehung jeder Radius 

 der Hininielskugel in sich selbst übergehen, somit die Sonne nach 

 Verlauf des Jahres wieder dieselbe Lage zu den Sternen haben. 



Die Veränderlichkeit der Ekliptik wird in folgender Weise dar- 

 gestellt. Man führt eine feste Ekliptik ein, diejenige einer bestimmten 

 Epoche. Hierauf bezeichnet man die Schiefe der wahren Ekliptik 

 zu der festen mit jt, die Länge des aufsteigenden Knotens der wahren 

 in der festen Ekliptik mit 11 und drückt n, 77 als Funktionen der 

 seit der Epoche verstrichenen Zeit t (in Jahren) aus. Oppolzer 

 gibt für die Epoche 1850,0 die Werte an 



n = 0",4950 . (-0",00000 325 . f, 77= 173°0'12"-8"683 . f. 



Auf Grund dieser Angaben folgt, dass der Ekliptikpol B gegen- 

 wäitig annähernd einen Kreis beschreibt vom Radius l'^BB' '). Die 

 Bewegung auf demselben geschieht von Ost nach West, jährlich um 

 rund (/— 0",5. Wird bei der Messung des einzelnen siderischen 

 Jahres auf diese Drehung der Ekliptikachse keine Rücksicht genommen, 

 so wird das Resultat mit einem jährlichen Zeitfehler // behaftet sein. 



Da die jährliche Drehung der Ekliptik sehr klein ist, so stimmt 

 die Berechnung von // mit der im vorigen Abschnitte behandelten 

 des täglichen Zeitfehlers x, für einen Stern des Äquators, übei'ein. 

 Die grössten und kleinsten Werte des jährlichen Zeitfehlers sind 



durch die Näherungsformel zu berechnen tg ?/== ± ^7 ; sie geht aus 

 11 ), S. 87 hervor, wenn ,/■ durch //, c durch d ersetzt wird. Für d = 0",5 

 folgt //= ±0",ü0000 0303. Da die Sonne in der Ekliptik ungefähr 

 eine Bogensekunde in 24 Zeitsekunden zurücklegt, so sind Maximum 

 und Minimum des jährlichen Zeitfehlers // = ± 0',00000 727. Diese 

 Näherungswerte sind so klein, dass der nach bisheriger Methode 

 für das einzelne siderische Jahr gefundene Wert bezüglich 

 der jährlichen Änderung der Ekliptik nicht korrigiert zu 

 werden braucht.'-) 



Der Vollständigkeit wegen mag an dieser Stelle auch das pla- 

 tonische Jahr kurz besprochen werden. — Die Ekliptik e und der 

 Äquator a, sowie ihre mit /■ und j) bezeichneten Achsen und deren 

 Xordpolo Jü P sind veränderlich. In jedem Augenblick ist der 



') Der durch diesen Kreis begrenzte Kugelabschnitt hat einen sphärischen 

 Exzess von nur 8'4G". 



'-) Ein analoges Resultat ist zu gewärtijfen für die Messung einer einzelnen 

 siderischen Umlaufszeit des Mondes oder eines Planeten nach bisheriger Methode. 

 — Handell es sich um die Dauer einer grösseren Anzahl siderischer Jahre, so ent- 

 steht ein , Zeitfehler', bei dessen Berechnung der Exzess des Weges des Ekliptik- 

 pols zu berücksichtigen ist. 



