dieses Sterns den Aequator schneidet, in dem Aequator um den Bogen 7° 46' 45" rückwärts oder gegen West gehen, um am Ende desselben den Frühlingspunkt zu finden.
Wie sollen wir nun aber diese erste Rectascension irgend eines jener Sterne finden, indem wir doch den Frühlingspunkt selbst, von dem sie gezählt werden muß, noch nicht kennen? -- Da wir offenbar von diesen beiden Dingen, Ort des Frühlingspunkts und Rectascension eines Sterns, eines ohne das andere nicht finden können, so wird wohl nichts übrig bleiben, als zuzusehen, ob man nicht beide zugleich suchen kann.
Da der Frühlingspunkt nur durch die Beobachtung der Sonne bestimmt werden kann, indem er eben derjenige Punkt des Him- mels ist, in welchem die Sonne zur Zeit der Frühlingsnachtgleiche steht, so wollen wir also wieder unsern Quadranten (§. 43) in der Ebene des Meridians gegen Süden aufstellen, und an ihm um die Zeit dieser Nachtgleiche an mehreren Mittagen die Höhe des Mittel- punkts der Sonne beobachten, und überdieß an einer Uhr zugleich die Zeit bemerken, wann dieser Mittelpunkt der Sonne durch den Meridian geht. Am Abend eines jeden dieser Tage wollen wir auch noch an derselben Uhr die Culmination irgend eines Sterns oder die Durchgangszeit desselben durch den Meridian des Qua- dranten bemerken, wobei wir voraussetzen, daß der Gang dieser Uhr gleichförmig ist und daß sie zwischen zwei nächsten Culmina- tionen desselben Fixsterns genau 24 Stunden gebe. Dieß voraus- gesetzt, wird also die Ubrzeit, die zwischen der Culmination der Sonne und der des Sterns an jedem dieser Beobachtungstage verfließt, zugleich die Differenz der Rectascension dieser beiden Ge- stirne für den Augenblick des Mittags eines jeden dieser Tage seyn.
Da die Sonne eine eigene Bewegung hat, oder ihre Recta- scension immer ändert, und da im Gegentheile der Stern am Himmel fest steht, so wird die Zwischenzeit zwischen der Culmina- tion der Sonne und des Sterns an jedem jener Mittage eine andere seyn, und man wird bald bemerken, daß diese Zwischenzeit von einem Tage zum andern sich sehr nahe gleichförmig än- dert, weil nämlich die Rectascension der Sonne ebenfalls täglich nahe um dieselbe Größe, also gleichförmig wächst.
Jährliche Bewegung der Sonne.
dieſes Sterns den Aequator ſchneidet, in dem Aequator um den Bogen 7° 46′ 45″ rückwärts oder gegen Weſt gehen, um am Ende deſſelben den Frühlingspunkt zu finden.
Wie ſollen wir nun aber dieſe erſte Rectaſcenſion irgend eines jener Sterne finden, indem wir doch den Frühlingspunkt ſelbſt, von dem ſie gezählt werden muß, noch nicht kennen? — Da wir offenbar von dieſen beiden Dingen, Ort des Frühlingspunkts und Rectaſcenſion eines Sterns, eines ohne das andere nicht finden können, ſo wird wohl nichts übrig bleiben, als zuzuſehen, ob man nicht beide zugleich ſuchen kann.
Da der Frühlingspunkt nur durch die Beobachtung der Sonne beſtimmt werden kann, indem er eben derjenige Punkt des Him- mels iſt, in welchem die Sonne zur Zeit der Frühlingsnachtgleiche ſteht, ſo wollen wir alſo wieder unſern Quadranten (§. 43) in der Ebene des Meridians gegen Süden aufſtellen, und an ihm um die Zeit dieſer Nachtgleiche an mehreren Mittagen die Höhe des Mittel- punkts der Sonne beobachten, und überdieß an einer Uhr zugleich die Zeit bemerken, wann dieſer Mittelpunkt der Sonne durch den Meridian geht. Am Abend eines jeden dieſer Tage wollen wir auch noch an derſelben Uhr die Culmination irgend eines Sterns oder die Durchgangszeit deſſelben durch den Meridian des Qua- dranten bemerken, wobei wir vorausſetzen, daß der Gang dieſer Uhr gleichförmig iſt und daß ſie zwiſchen zwei nächſten Culmina- tionen deſſelben Fixſterns genau 24 Stunden gebe. Dieß voraus- geſetzt, wird alſo die Ubrzeit, die zwiſchen der Culmination der Sonne und der des Sterns an jedem dieſer Beobachtungstage verfließt, zugleich die Differenz der Rectaſcenſion dieſer beiden Ge- ſtirne für den Augenblick des Mittags eines jeden dieſer Tage ſeyn.
Da die Sonne eine eigene Bewegung hat, oder ihre Recta- ſcenſion immer ändert, und da im Gegentheile der Stern am Himmel feſt ſteht, ſo wird die Zwiſchenzeit zwiſchen der Culmina- tion der Sonne und des Sterns an jedem jener Mittage eine andere ſeyn, und man wird bald bemerken, daß dieſe Zwiſchenzeit von einem Tage zum andern ſich ſehr nahe gleichförmig än- dert, weil nämlich die Rectaſcenſion der Sonne ebenfalls täglich nahe um dieſelbe Größe, alſo gleichförmig wächst.
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Jährliche Bewegung der Sonne.
dieſes Sterns den Aequator ſchneidet, in dem Aequator um den
Bogen 7° 46′ 45″ rückwärts oder gegen Weſt gehen, um am
Ende deſſelben den Frühlingspunkt zu finden.
Wie ſollen wir nun aber dieſe erſte Rectaſcenſion irgend eines
jener Sterne finden, indem wir doch den Frühlingspunkt ſelbſt,
von dem ſie gezählt werden muß, noch nicht kennen? — Da wir
offenbar von dieſen beiden Dingen, Ort des Frühlingspunkts und
Rectaſcenſion eines Sterns, eines ohne das andere nicht finden
können, ſo wird wohl nichts übrig bleiben, als zuzuſehen, ob man
nicht beide zugleich ſuchen kann.
Da der Frühlingspunkt nur durch die Beobachtung der Sonne
beſtimmt werden kann, indem er eben derjenige Punkt des Him-
mels iſt, in welchem die Sonne zur Zeit der Frühlingsnachtgleiche
ſteht, ſo wollen wir alſo wieder unſern Quadranten (§. 43) in der Ebene
des Meridians gegen Süden aufſtellen, und an ihm um die Zeit
dieſer Nachtgleiche an mehreren Mittagen die Höhe des Mittel-
punkts der Sonne beobachten, und überdieß an einer Uhr zugleich
die Zeit bemerken, wann dieſer Mittelpunkt der Sonne durch den
Meridian geht. Am Abend eines jeden dieſer Tage wollen wir
auch noch an derſelben Uhr die Culmination irgend eines Sterns
oder die Durchgangszeit deſſelben durch den Meridian des Qua-
dranten bemerken, wobei wir vorausſetzen, daß der Gang dieſer
Uhr gleichförmig iſt und daß ſie zwiſchen zwei nächſten Culmina-
tionen deſſelben Fixſterns genau 24 Stunden gebe. Dieß voraus-
geſetzt, wird alſo die Ubrzeit, die zwiſchen der Culmination der
Sonne und der des Sterns an jedem dieſer Beobachtungstage
verfließt, zugleich die Differenz der Rectaſcenſion dieſer beiden Ge-
ſtirne für den Augenblick des Mittags eines jeden dieſer Tage
ſeyn.
Da die Sonne eine eigene Bewegung hat, oder ihre Recta-
ſcenſion immer ändert, und da im Gegentheile der Stern am
Himmel feſt ſteht, ſo wird die Zwiſchenzeit zwiſchen der Culmina-
tion der Sonne und des Sterns an jedem jener Mittage eine
andere ſeyn, und man wird bald bemerken, daß dieſe Zwiſchenzeit
von einem Tage zum andern ſich ſehr nahe gleichförmig än-
dert, weil nämlich die Rectaſcenſion der Sonne ebenfalls täglich
nahe um dieſelbe Größe, alſo gleichförmig wächst.
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Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 118. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/130>, abgerufen am 19.04.2024.
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