diesem Augenblicke den Unterschied zwischen der Höhe des Gestirns und der Höhe des Aequators im Mittagskreise ausmacht. Ist nun die letztere für den Ort der Beobachtung bekannt (s. Aequatorhöhe), so läßt sie, von der Mittagshöhe des Gestirns abgezogen, die Abweichung desselben übrig z. B.
Mittagshöbe der Sonne zu Paris d.21 Jun. 1738
64°
38'
10"
(Cassini Elem. de
Aequatorhöhe von Paris
41
9
50
l'Astr. L. ll. ch. 4)
Abweichung der Sonne
23
28
20
nördlich.
Ist die Mittagshöhe des Gestirns kleiner, als die Aequatorhöhe, so bleibt eine negative oder südliche Abweichung übrig.
Die Astronomen haben durch häufige Beobachtungen der Mittagshöhen die Abweichungen der meisten Fixsterne gefunden, und in die Fixsternverzeichnisse (Catalogos fixarum) eingetragen. Aus deh geraden Aufsteigungen und Abweichungen der Sterne lassen sich ihre Längen und Breiten berechnen; und diese von Tycho de Brahe mehr in Gang gebrachte Methode ist leichter und sichrer, als ein gewisses Verfahren der Alten, welche die Längen und Breiten unmittelbar durch Beobachtungen suchten. Tycho hat zu Bestimmung der Mittagshöhen den in der Mittagsfläche befestigten Quadranten (Mauerquadrant, quadrans Tychonicus) eingeführt.
Die Abweichung der Sonne ist in unsern Ländern im Frühling und Sommer nördlich, im Herbst und Winter südlich. An den Tagen der Nachtgleichen (den 21 März u. 21 Sept.) ist sie=0, an den Tagen der Sonnenwenden (den 21 Jun. u. 21 Dec.) hingegen am größten, und der Schiefe der Ekliptik gleich, d. i. jetzt 23° 28' 8". s. Schiefe der Ekliptik. Man berechnet die Abweichung der Sonne für jeden Tag im Jahre aus der Schiefe der Ekliptik und dem Orte oder der Länge der Sonne, durch die Formel:
Dadurch lassen sich Tafeln berechnen, in welchen man die Abweichung der Sonne für jeden Punkt ihrer Bahn durch
dieſem Augenblicke den Unterſchied zwiſchen der Hoͤhe des Geſtirns und der Hoͤhe des Aequators im Mittagskreiſe ausmacht. Iſt nun die letztere fuͤr den Ort der Beobachtung bekannt (ſ. Aequatorhoͤhe), ſo laͤßt ſie, von der Mittagshoͤhe des Geſtirns abgezogen, die Abweichung deſſelben uͤbrig z. B.
Mittagshoͤbe der Sonne zu Paris d.21 Jun. 1738
64°
38′
10″
(Caſſini Elem. de
Aequatorhoͤhe von Paris
41
9
50
l'Aſtr. L. ll. ch. 4)
Abweichung der Sonne
23
28
20
noͤrdlich.
Iſt die Mittagshoͤhe des Geſtirns kleiner, als die Aequatorhoͤhe, ſo bleibt eine negative oder ſuͤdliche Abweichung uͤbrig.
Die Aſtronomen haben durch haͤufige Beobachtungen der Mittagshoͤhen die Abweichungen der meiſten Fixſterne gefunden, und in die Fixſternverzeichniſſe (Catalogos fixarum) eingetragen. Aus deh geraden Aufſteigungen und Abweichungen der Sterne laſſen ſich ihre Laͤngen und Breiten berechnen; und dieſe von Tycho de Brahe mehr in Gang gebrachte Methode iſt leichter und ſichrer, als ein gewiſſes Verfahren der Alten, welche die Laͤngen und Breiten unmittelbar durch Beobachtungen ſuchten. Tycho hat zu Beſtimmung der Mittagshoͤhen den in der Mittagsflaͤche befeſtigten Quadranten (Mauerquadrant, quadrans Tychonicus) eingefuͤhrt.
Die Abweichung der Sonne iſt in unſern Laͤndern im Fruͤhling und Sommer noͤrdlich, im Herbſt und Winter ſuͤdlich. An den Tagen der Nachtgleichen (den 21 Maͤrz u. 21 Sept.) iſt ſie=0, an den Tagen der Sonnenwenden (den 21 Jun. u. 21 Dec.) hingegen am groͤßten, und der Schiefe der Ekliptik gleich, d. i. jetzt 23° 28′ 8″. ſ. Schiefe der Ekliptik. Man berechnet die Abweichung der Sonne fuͤr jeden Tag im Jahre aus der Schiefe der Ekliptik und dem Orte oder der Laͤnge der Sonne, durch die Formel:
Dadurch laſſen ſich Tafeln berechnen, in welchen man die Abweichung der Sonne fuͤr jeden Punkt ihrer Bahn durch
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dieſem Augenblicke den Unterſchied zwiſchen der Hoͤhe des Geſtirns und der Hoͤhe des Aequators im Mittagskreiſe ausmacht. Iſt nun die letztere fuͤr den Ort der Beobachtung bekannt (ſ. Aequatorhoͤhe), ſo laͤßt ſie, von der Mittagshoͤhe des Geſtirns abgezogen, die Abweichung deſſelben uͤbrig z. B. Mittagshoͤbe der Sonne
zu Paris d.21 Jun. 1738 64° 38′ 10″ (Caſſini Elem. de
Aequatorhoͤhe von Paris 41 9 50 l'Aſtr. L. ll. ch. 4)
Abweichung der Sonne 23 28 20 noͤrdlich.
Iſt die Mittagshoͤhe des Geſtirns kleiner, als die Aequatorhoͤhe, ſo bleibt eine negative oder ſuͤdliche Abweichung uͤbrig.
Die Aſtronomen haben durch haͤufige Beobachtungen der Mittagshoͤhen die Abweichungen der meiſten Fixſterne gefunden, und in die Fixſternverzeichniſſe (Catalogos fixarum) eingetragen. Aus deh geraden Aufſteigungen und Abweichungen der Sterne laſſen ſich ihre Laͤngen und Breiten berechnen; und dieſe von Tycho de Brahe mehr in Gang gebrachte Methode iſt leichter und ſichrer, als ein gewiſſes Verfahren der Alten, welche die Laͤngen und Breiten unmittelbar durch Beobachtungen ſuchten. Tycho hat zu Beſtimmung der Mittagshoͤhen den in der Mittagsflaͤche befeſtigten Quadranten (Mauerquadrant, quadrans Tychonicus) eingefuͤhrt.
Die Abweichung der Sonne iſt in unſern Laͤndern im Fruͤhling und Sommer noͤrdlich, im Herbſt und Winter ſuͤdlich. An den Tagen der Nachtgleichen (den 21 Maͤrz u. 21 Sept.) iſt ſie=0, an den Tagen der Sonnenwenden (den 21 Jun. u. 21 Dec.) hingegen am groͤßten, und der Schiefe der Ekliptik gleich, d. i. jetzt 23° 28′ 8″. ſ. Schiefe der Ekliptik. Man berechnet die Abweichung der Sonne fuͤr jeden Tag im Jahre aus der Schiefe der Ekliptik und dem Orte oder der Laͤnge der Sonne, durch die Formel: Dadurch laſſen ſich Tafeln berechnen, in welchen man die Abweichung der Sonne fuͤr jeden Punkt ihrer Bahn durch
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Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 1. Leipzig, 1798, S. 11. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch01_1798/25>, abgerufen am 02.03.2025.
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