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Bion, Nicolas: Neueröfnete mathematische Werkschule. (Übers. Johann Gabriel Doppelmayr). Bd. 1, 5. Aufl. Nürnberg, 1765.

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lich die Differenz zwischen dem geraden Winkel und dem Winkel der Ekliptick
mit dem Meridian, so wird man dann auch die Hypothenus CT, und die Sei-
te RT finden; Wann man nun R T von MR, welches die Differenz von der
Declination des Mercurs in M und dem Sonnencentro C ist, abziehet, wird
TM übrig bleiben. Man sagt weiter nach der Proportionsregel, gleich wie
sich verhält C T gegen TR, also verhält sich T M gegen TO, und wie C F gegen
C R, also verhält sich T M gegen M O, M O wird die Breite des Mer-
curs zur Zeit der Beobachtung seyn. Wann man aber TO zu der Seite C T
addicet, wird man CO vor die Differenz der Länge zwischen dem Merkur und
dem Mittelpunct der Sonne haben. Ist nun die Länge der Sonne be-
kannt, wird man sodann auch die Länge des Merkurs finden.

Tabula
XVIII.
Fig. 3.

Wann man nun ferner zwo oder drey Stunden nach der ersten Beob-
achtung des Merkurs in M noch einmal die Differenz der Declination und der
geraden Aussteigung des in N fortgegangenen Merkurs observiret, so wird, wie
oben die Latitudo Mercurii N Q und C Q. die Differenz der Longitudinis des
Sonnencentri C gefunden werden, und kännen wir also auch den scheinbaren
Ort des Knoten des Merkurs finden. Es ist aber zu merken, daß das Punct
des Durchschnitts A in der geraden Linie M N mit der Ekliptick C B gar
nicht der Ort des besagten Knotens in Ansehung des Puncts C seye, indeme
zwischen denen in den Puncten M und N gehaltenen Beobachtungen die Sonne
nach ihrer eigenen Bewegung um einige Minuten nach der Ordnung der Zei-
chen weiter fortgegangen ist, auf welches man unterdessen in denen Beobach-
tungen nicht acht gehabt. Man saget dahero nach der Proportionsregel,
gleichwie sich verhält die Differenz der Längen M O, N Q gegen O Q
ohne die eigene Bewegung der Sonne zwischen denen in M und N gehaltenen
Beobachtungen, also verhält sich M O gegen der Weite O A, woraus man
die wahre Distanz C A von dem Sonnencentro C zu dem Knoten des Mer-
curs A findet. Jedoch müssen wir von O Q die eigene Bewegung der Son-
ne zwischen den Beobachtungen abziehen, weilen zu solcher Zeit der Merkur
ruckläufig ist; wann aber seine Bewegung gerad fort wäre, müste man die
Bewegung der Sonne zu der geraden Linie O Q addiren.

Bey den Beobachtungen des Merkurs in seinem Durchgang zwischen
den Ränden der Sonne haben wir ganz keine Acht auf die eigene Bewe-
gung der Sonne gehabt, indeme nicht viel daran gelegen ist; wollen wir
aber einige Reflexion darauf machen, muß man C O und C Q um so viel,
als die eigene Bewegung der Sonne wegen der zwischen dem Durchgang
des Mittelpuncts der Sonne und des Merkurs durch den Mittagszirkel verflos-
senen Zeit nach seiner Grösse giebet, kleiner machen.

Nach eben dieser Methode kann man die Weiten der Planeten unter
sich, oder mit denen Fixsternen in denen Gegenden der Ekliptick beobach-
ten, wiewol dabey nichts destoweniger einige Minuten, nicht nur wegen
der eigenen Bewegung der Planeten, es seye gleich gegen eben dieselbe

lich die Differenz zwiſchen dem geraden Winkel und dem Winkel der Ekliptick
mit dem Meridian, ſo wird man dann auch die Hypothenus CT, und die Sei-
te RT finden; Wann man nun R T von MR, welches die Differenz von der
Declination des Mercurs in M und dem Sonnencentro C iſt, abziehet, wird
TM übrig bleiben. Man ſagt weiter nach der Proportionsregel, gleich wie
ſich verhält C T gegen TR, alſo verhält ſich T M gegen TO, und wie C F gegen
C R, alſo verhält ſich T M gegen M O, M O wird die Breite des Mer-
curs zur Zeit der Beobachtung ſeyn. Wann man aber TO zu der Seite C T
addicet, wird man CO vor die Differenz der Länge zwiſchen dem Merkur und
dem Mittelpunct der Sonne haben. Iſt nun die Länge der Sonne be-
kannt, wird man ſodann auch die Länge des Merkurs finden.

Tabula
XVIII.
Fig. 3.

Wann man nun ferner zwo oder drey Stunden nach der erſten Beob-
achtung des Merkurs in M noch einmal die Differenz der Declination und der
geraden Auſſteigung des in N fortgegangenen Merkurs obſerviret, ſo wird, wie
oben die Latitudo Mercurii N Q und C Q. die Differenz der Longitudinis des
Sonnencentri C gefunden werden, und kännen wir alſo auch den ſcheinbaren
Ort des Knoten des Merkurs finden. Es iſt aber zu merken, daß das Punct
des Durchſchnitts A in der geraden Linie M N mit der Ekliptick C B gar
nicht der Ort des beſagten Knotens in Anſehung des Puncts C ſeye, indeme
zwiſchen denen in den Puncten M und N gehaltenen Beobachtungen die Sonne
nach ihrer eigenen Bewegung um einige Minuten nach der Ordnung der Zei-
chen weiter fortgegangen iſt, auf welches man unterdeſſen in denen Beobach-
tungen nicht acht gehabt. Man ſaget dahero nach der Proportionsregel,
gleichwie ſich verhält die Differenz der Längen M O, N Q gegen O Q
ohne die eigene Bewegung der Sonne zwiſchen denen in M und N gehaltenen
Beobachtungen, alſo verhält ſich M O gegen der Weite O A, woraus man
die wahre Diſtanz C A von dem Sonnencentro C zu dem Knoten des Mer-
curs A findet. Jedoch müſſen wir von O Q die eigene Bewegung der Son-
ne zwiſchen den Beobachtungen abziehen, weilen zu ſolcher Zeit der Merkur
ruckläufig iſt; wann aber ſeine Bewegung gerad fort wäre, müſte man die
Bewegung der Sonne zu der geraden Linie O Q addiren.

Bey den Beobachtungen des Merkurs in ſeinem Durchgang zwiſchen
den Ränden der Sonne haben wir ganz keine Acht auf die eigene Bewe-
gung der Sonne gehabt, indeme nicht viel daran gelegen iſt; wollen wir
aber einige Reflexion darauf machen, muß man C O und C Q um ſo viel,
als die eigene Bewegung der Sonne wegen der zwiſchen dem Durchgang
des Mittelpuncts der Sonne und des Merkurs durch den Mittagszirkel verfloſ-
ſenen Zeit nach ſeiner Gröſſe giebet, kleiner machen.

Nach eben dieſer Methode kann man die Weiten der Planeten unter
ſich, oder mit denen Fixſternen in denen Gegenden der Ekliptick beobach-
ten, wiewol dabey nichts deſtoweniger einige Minuten, nicht nur wegen
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[254/0276] lich die Differenz zwiſchen dem geraden Winkel und dem Winkel der Ekliptick mit dem Meridian, ſo wird man dann auch die Hypothenus CT, und die Sei- te RT finden; Wann man nun R T von MR, welches die Differenz von der Declination des Mercurs in M und dem Sonnencentro C iſt, abziehet, wird TM übrig bleiben. Man ſagt weiter nach der Proportionsregel, gleich wie ſich verhält C T gegen TR, alſo verhält ſich T M gegen TO, und wie C F gegen C R, alſo verhält ſich T M gegen M O, M O wird die Breite des Mer- curs zur Zeit der Beobachtung ſeyn. Wann man aber TO zu der Seite C T addicet, wird man CO vor die Differenz der Länge zwiſchen dem Merkur und dem Mittelpunct der Sonne haben. Iſt nun die Länge der Sonne be- kannt, wird man ſodann auch die Länge des Merkurs finden. Wann man nun ferner zwo oder drey Stunden nach der erſten Beob- achtung des Merkurs in M noch einmal die Differenz der Declination und der geraden Auſſteigung des in N fortgegangenen Merkurs obſerviret, ſo wird, wie oben die Latitudo Mercurii N Q und C Q. die Differenz der Longitudinis des Sonnencentri C gefunden werden, und kännen wir alſo auch den ſcheinbaren Ort des Knoten des Merkurs finden. Es iſt aber zu merken, daß das Punct des Durchſchnitts A in der geraden Linie M N mit der Ekliptick C B gar nicht der Ort des beſagten Knotens in Anſehung des Puncts C ſeye, indeme zwiſchen denen in den Puncten M und N gehaltenen Beobachtungen die Sonne nach ihrer eigenen Bewegung um einige Minuten nach der Ordnung der Zei- chen weiter fortgegangen iſt, auf welches man unterdeſſen in denen Beobach- tungen nicht acht gehabt. Man ſaget dahero nach der Proportionsregel, gleichwie ſich verhält die Differenz der Längen M O, N Q gegen O Q ohne die eigene Bewegung der Sonne zwiſchen denen in M und N gehaltenen Beobachtungen, alſo verhält ſich M O gegen der Weite O A, woraus man die wahre Diſtanz C A von dem Sonnencentro C zu dem Knoten des Mer- curs A findet. Jedoch müſſen wir von O Q die eigene Bewegung der Son- ne zwiſchen den Beobachtungen abziehen, weilen zu ſolcher Zeit der Merkur ruckläufig iſt; wann aber ſeine Bewegung gerad fort wäre, müſte man die Bewegung der Sonne zu der geraden Linie O Q addiren. Bey den Beobachtungen des Merkurs in ſeinem Durchgang zwiſchen den Ränden der Sonne haben wir ganz keine Acht auf die eigene Bewe- gung der Sonne gehabt, indeme nicht viel daran gelegen iſt; wollen wir aber einige Reflexion darauf machen, muß man C O und C Q um ſo viel, als die eigene Bewegung der Sonne wegen der zwiſchen dem Durchgang des Mittelpuncts der Sonne und des Merkurs durch den Mittagszirkel verfloſ- ſenen Zeit nach ſeiner Gröſſe giebet, kleiner machen. Nach eben dieſer Methode kann man die Weiten der Planeten unter ſich, oder mit denen Fixſternen in denen Gegenden der Ekliptick beobach- ten, wiewol dabey nichts deſtoweniger einige Minuten, nicht nur wegen der eigenen Bewegung der Planeten, es ſeye gleich gegen eben dieſelbe

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Zitationshilfe: Bion, Nicolas: Neueröfnete mathematische Werkschule. (Übers. Johann Gabriel Doppelmayr). Bd. 1, 5. Aufl. Nürnberg, 1765, S. 254. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/bion_werkschule01_1765/276>, abgerufen am 24.11.2024.