Die Gniiiflla^eii für (He Neugestaltung der astroiinrii. Zeitmessung. 93 



nahezu (n -f 1) Sterntage ausmachen. Nachfolgend wird der 

 Überschuss der n mittleren Sonnentage des mittleren siderischen 

 Jahres über (« + 1^ Sterntage zu schätzen versucht. Das genaue 

 Verhältnis der mittleren Zeit zu der Sternzeit scheint auf diesem 

 Wege überliaupt nicht bestimmbar zu sein. 



Während eines siderischen Jahres dreht sich die Weltachse aus 

 der Anfangslage OP in die Endlage OP' um rund 20". Indem man in 

 5) r = r)0",2 setzt, was auch für das siderische Jahr nahezu zutrifft, 

 folgt £'=0",00000 00361. Dieser Exzess des Segmentes \P, P, der 

 Polbahn ist zu vernachlässigen. Man darf voraussetzen, es bewege 

 sich während des .Tahres der Pol auf einem Grosskreis, dem Kolur 



des Frühlingspunktes F, nach P' und es drehe sich der Äquator um 

 den auf der Ebene POF senkrechten Durchmesser UU^ um den 

 Winkel c = 20" in die Endlage a (Fig. 9). - Der Ekliptikpol B 

 bewegt sich während desselben Zeitraumes um ungefähr fZ = 0",5 in 

 eine Endlage E' und es dreht sich die Ekliptik e um einen gewissen 

 Durchmesser VVi um rf = 0",.5 nach e . — Während des Jahres 

 durchläuft die Sonne die gesamte Ekliptik, sie bewegt sich von S 

 auf c bis nach S' auf e, wobei VS=VS' und <SVS' =d. Der 

 Stundenkreis PS treffe den Äquator a im Punkte A, welcher während 

 lies Jahres in Ä auf a übergeht, wobei UÄ=UA' und '4ÄUÄ=e. 

 Das siderische Jahr wird nunmehr in seine einzelnen wahren 

 Sonnentage von der Anzahl it zcilogt. Nach Verlauf des 1., 2., . . 

 dieser Tage gelangt der Äquator in die Zwischenlagen «j, «,, . . 



