se P R in den Theilen des grossen Zirkels haben, welche die Differenz der De- clination zwischen dem einen und dem andern observirten Stern seyn wird. Wir haben ganz keine Absicht auf die Differenz der Bewegung durch die Weiten A B und SD, welche durch die Differenz der Declination verursachet worden, indeme selbige von keiner Wichtigkeit in denen Differenzen der De- clination oder Abweichung ist, wie man nemlich solche durch das Mikrome- ter beobachten kann.
Endlich, gleichwie sich A B verhält gegen A P, so verhält sich die Zahl der Zeitsecunden bey der Bewegung des durch die Weite A B observirten Sterns A gegen der Zahl der Secunden in der Bewegung eben desselben Sterns durch die Weite A P. So muß man demnach die Zeit wissen, wann der Stern A in P kommet. Gleichwie sich aber die Zahl der Zeitsecun- den durch die Weite A B verhält gegen der Zahl der Zeitsecunden durch die Weite S D, also verhält sich die Zahl der Zeitsecunden durch die Weite A P gegen der Zahl der Zeitsecunden durch S B. Man weiß überdeme die Zeit, wann der Stern S ist in S angekommen, zu welcher die Zeit durch SR addiret wird, mann anderst A und S auf einerley Seite von dem Puncte C ab, zusammen kommen, wo nicht, so muß man die Zeit durch SR von der Zeit der Observation in S subtrahiren, damit man die Zeit, wann der Stern S in R gekommen ist, auch haben möge, so wird alsdann die Differenz der An- langung der Sternen in P und R, das ist, in eben demselben Mittagszirkel ihre Differenzen der geraden Aufsteigung seyn, welche sich durch die Propor- tionsregel in Grade und Minuten wird verwandeln lassen; Es ist zu mer- ken, daß wir hier auf die eigene Bewegung der Sterne vor die Differenz der Zeit zwischen ihrer Zusammenkunft auf dem Mittagskreis C P gar im gering- sten nicht Achtung gehabt.
Aus dieser Methode ist leicht zu erkennen, wie man an statt des paralle- len Fadens C B D sich eines andern parallelen, der durch A gehet, oder sonsten eines andern, wie auch eines beweglichen parallelen bedienen möge, wofern sich nur darauf gleichförmige Triangel formiren, welches sich aus dem, was wir schon gesagt haben, verstehen lässet.
Wir können auch eben das nach einer andern Methode prästiren. Dann nachdeme die Parallelfäden dergestalten angerichtet worden, daß die Bewegung des ersten Sterns auf einem von besagten Fäden gesche- he, und daß man dabey die Zeit, in welcher eben der Stern den Transver- salfaden trift, ingleichen wann der andere Stern an eben dem Transver- salfaden anlanget, bemerken: wann unterdessen auch der bewegliche Pa- rallelfaden auf den andern Stern, ohne das Mikrometer im gering- sten zu verändern, gerichtet worden, so wird man mit Beyhülfe der Weiten der Parallelfäden in besagtem Mikrometer die Weite zwischen denen Pa- rallelen des Aequators, welche durch die Oerter der besagten Sterne gehen, die die Differenz von ihrer Abweichung ist, finden. Wann nun ferner die
ſe P R in den Theilen des groſſen Zirkels haben, welche die Differenz der De- clination zwiſchen dem einen und dem andern obſervirten Stern ſeyn wird. Wir haben ganz keine Abſicht auf die Differenz der Bewegung durch die Weiten A B und SD, welche durch die Differenz der Declination verurſachet worden, indeme ſelbige von keiner Wichtigkeit in denen Differenzen der De- clination oder Abweichung iſt, wie man nemlich ſolche durch das Mikrome- ter beobachten kann.
Endlich, gleichwie ſich A B verhält gegen A P, ſo verhält ſich die Zahl der Zeitſecunden bey der Bewegung des durch die Weite A B obſervirten Sterns A gegen der Zahl der Secunden in der Bewegung eben deſſelben Sterns durch die Weite A P. So muß man demnach die Zeit wiſſen, wann der Stern A in P kommet. Gleichwie ſich aber die Zahl der Zeitſecun- den durch die Weite A B verhält gegen der Zahl der Zeitſecunden durch die Weite S D, alſo verhält ſich die Zahl der Zeitſecunden durch die Weite A P gegen der Zahl der Zeitſecunden durch S B. Man weiß überdeme die Zeit, wann der Stern S iſt in S angekommen, zu welcher die Zeit durch SR addiret wird, mann anderſt A und S auf einerley Seite von dem Puncte C ab, zuſammen kommen, wo nicht, ſo muß man die Zeit durch SR von der Zeit der Obſervation in S ſubtrahiren, damit man die Zeit, wann der Stern S in R gekommen iſt, auch haben möge, ſo wird alsdann die Differenz der An- langung der Sternen in P und R, das iſt, in eben demſelben Mittagszirkel ihre Differenzen der geraden Aufſteigung ſeyn, welche ſich durch die Propor- tionsregel in Grade und Minuten wird verwandeln laſſen; Es iſt zu mer- ken, daß wir hier auf die eigene Bewegung der Sterne vor die Differenz der Zeit zwiſchen ihrer Zuſammenkunft auf dem Mittagskreis C P gar im gering- ſten nicht Achtung gehabt.
Aus dieſer Methode iſt leicht zu erkennen, wie man an ſtatt des paralle- len Fadens C B D ſich eines andern parallelen, der durch A gehet, oder ſonſten eines andern, wie auch eines beweglichen parallelen bedienen möge, wofern ſich nur darauf gleichförmige Triangel formiren, welches ſich aus dem, was wir ſchon geſagt haben, verſtehen läſſet.
Wir können auch eben das nach einer andern Methode präſtiren. Dann nachdeme die Parallelfäden dergeſtalten angerichtet worden, daß die Bewegung des erſten Sterns auf einem von beſagten Fäden geſche- he, und daß man dabey die Zeit, in welcher eben der Stern den Transver- ſalfaden trift, ingleichen wann der andere Stern an eben dem Transver- ſalfaden anlanget, bemerken: wann unterdeſſen auch der bewegliche Pa- rallelfaden auf den andern Stern, ohne das Mikrometer im gering- ſten zu verändern, gerichtet worden, ſo wird man mit Beyhülfe der Weiten der Parallelfäden in beſagtem Mikrometer die Weite zwiſchen denen Pa- rallelen des Aequators, welche durch die Oerter der beſagten Sterne gehen, die die Differenz von ihrer Abweichung iſt, finden. Wann nun ferner die
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ſe P R in den Theilen des groſſen Zirkels haben, welche die Differenz der De-
clination zwiſchen dem einen und dem andern obſervirten Stern ſeyn wird.
Wir haben ganz keine Abſicht auf die Differenz der Bewegung durch die
Weiten A B und SD, welche durch die Differenz der Declination verurſachet
worden, indeme ſelbige von keiner Wichtigkeit in denen Differenzen der De-
clination oder Abweichung iſt, wie man nemlich ſolche durch das Mikrome-
ter beobachten kann.
Endlich, gleichwie ſich A B verhält gegen A P, ſo verhält ſich die Zahl der
Zeitſecunden bey der Bewegung des durch die Weite A B obſervirten
Sterns A gegen der Zahl der Secunden in der Bewegung eben deſſelben
Sterns durch die Weite A P. So muß man demnach die Zeit wiſſen, wann
der Stern A in P kommet. Gleichwie ſich aber die Zahl der Zeitſecun-
den durch die Weite A B verhält gegen der Zahl der Zeitſecunden durch die
Weite S D, alſo verhält ſich die Zahl der Zeitſecunden durch die Weite
A P gegen der Zahl der Zeitſecunden durch S B. Man weiß überdeme die
Zeit, wann der Stern S iſt in S angekommen, zu welcher die Zeit durch SR
addiret wird, mann anderſt A und S auf einerley Seite von dem Puncte C
ab, zuſammen kommen, wo nicht, ſo muß man die Zeit durch SR von der Zeit
der Obſervation in S ſubtrahiren, damit man die Zeit, wann der Stern S
in R gekommen iſt, auch haben möge, ſo wird alsdann die Differenz der An-
langung der Sternen in P und R, das iſt, in eben demſelben Mittagszirkel
ihre Differenzen der geraden Aufſteigung ſeyn, welche ſich durch die Propor-
tionsregel in Grade und Minuten wird verwandeln laſſen; Es iſt zu mer-
ken, daß wir hier auf die eigene Bewegung der Sterne vor die Differenz der
Zeit zwiſchen ihrer Zuſammenkunft auf dem Mittagskreis C P gar im gering-
ſten nicht Achtung gehabt.
Aus dieſer Methode iſt leicht zu erkennen, wie man an ſtatt des paralle-
len Fadens C B D ſich eines andern parallelen, der durch A gehet, oder ſonſten
eines andern, wie auch eines beweglichen parallelen bedienen möge, wofern
ſich nur darauf gleichförmige Triangel formiren, welches ſich aus dem, was
wir ſchon geſagt haben, verſtehen läſſet.
Wir können auch eben das nach einer andern Methode präſtiren.
Dann nachdeme die Parallelfäden dergeſtalten angerichtet worden, daß
die Bewegung des erſten Sterns auf einem von beſagten Fäden geſche-
he, und daß man dabey die Zeit, in welcher eben der Stern den Transver-
ſalfaden trift, ingleichen wann der andere Stern an eben dem Transver-
ſalfaden anlanget, bemerken: wann unterdeſſen auch der bewegliche Pa-
rallelfaden auf den andern Stern, ohne das Mikrometer im gering-
ſten zu verändern, gerichtet worden, ſo wird man mit Beyhülfe der Weiten
der Parallelfäden in beſagtem Mikrometer die Weite zwiſchen denen Pa-
rallelen des Aequators, welche durch die Oerter der beſagten Sterne gehen,
die die Differenz von ihrer Abweichung iſt, finden. Wann nun ferner die
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Bion, Nicolas: Neueröfnete mathematische Werkschule. (Übers. Johann Gabriel Doppelmayr). Bd. 1, 5. Aufl. Nürnberg, 1765, S. 252. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/bion_werkschule01_1765/274>, abgerufen am 24.11.2024.
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