Anmelden (DTAQ) DWDS     dlexDB     CLARIN-D

Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 2. Leipzig, 1798.

Bild:
<< vorherige Seite
nächste Seite >>


er am Himmel einnimmt, bestimmt, und von allen übrigen Stellen unterschieden; denn es giebt weiter keine, der eben diese Länge und Breite zugleich zukäme. Daher ist es für die Sternkunde wichtig, die Längen der Gestirne genau zu kennen.

Die Länge der Sonne [Abbildung] Th oder ihr Ort in der Ekliptik wird, wenn man ihre Abweichung ThD durch Beobachtung gefunden hat, leicht berechnet. Es ist alsdann im rechtwinklichten Kugeldreyecke [Abbildung] ThD, der Winkel [Abbildung] oder die Schiese der Ekliptik = 23° 28' 8", und die Seite ThD bekannt. Daraus findet sich [Abbildung] Th durch die Formel wo es zweydeutig bleibt, ob die Länge über oder unter 90° betrage, und südliche oder negative Abweichungen Längen über 180° anzeigen, die über oder unter 270° betragen können, daher man aus andern Umständen wissen muß, in welchem Quadranten ihrer Bahn die Sonne stehe.

Auch aus der Rectascension der Sonne [Abbildung] D, s. Aufsteigung, gerade, findet man ihre Länge durch die Formel wo die Länge stets in einerley Quadranten mit der Rectascension fällt.

Endlich findet man auch in den astronomischen Kalendern, z. B. in des Herrn Bode Jahrbüchern, den Ort der Sonne in der Ekliptik für den Mittag jeden Tages angegeben.

Die Länge der Sterne ward von den Alten vermittelst der Zodiakalarmillen durch unmittelbare Beobachtung gesucht. Weil es aber sehr schwer war, diese Ringe beständig in der Stellung der Ekliptik zu erhalten, deren Lage sich am Himmel jeden Augenblick ändert, so fiel man bald darauf, durch Aequatorialarmillen der Sterne Rectascension und Abweichung zu beobachten, und aus diesen die Längen zu berechnen. Heut zu Tage, da auch weit bessere


er am Himmel einnimmt, beſtimmt, und von allen uͤbrigen Stellen unterſchieden; denn es giebt weiter keine, der eben dieſe Laͤnge und Breite zugleich zukaͤme. Daher iſt es fuͤr die Sternkunde wichtig, die Laͤngen der Geſtirne genau zu kennen.

Die Laͤnge der Sonne [Abbildung] Θ oder ihr Ort in der Ekliptik wird, wenn man ihre Abweichung ΘD durch Beobachtung gefunden hat, leicht berechnet. Es iſt alsdann im rechtwinklichten Kugeldreyecke [Abbildung] ΘD, der Winkel [Abbildung] oder die Schieſe der Ekliptik = 23° 28′ 8″, und die Seite ΘD bekannt. Daraus findet ſich [Abbildung] Θ durch die Formel wo es zweydeutig bleibt, ob die Laͤnge uͤber oder unter 90° betrage, und ſuͤdliche oder negative Abweichungen Laͤngen uͤber 180° anzeigen, die uͤber oder unter 270° betragen koͤnnen, daher man aus andern Umſtaͤnden wiſſen muß, in welchem Quadranten ihrer Bahn die Sonne ſtehe.

Auch aus der Rectaſcenſion der Sonne [Abbildung] D, ſ. Aufſteigung, gerade, findet man ihre Laͤnge durch die Formel wo die Laͤnge ſtets in einerley Quadranten mit der Rectaſcenſion faͤllt.

Endlich findet man auch in den aſtronomiſchen Kalendern, z. B. in des Herrn Bode Jahrbuͤchern, den Ort der Sonne in der Ekliptik fuͤr den Mittag jeden Tages angegeben.

Die Laͤnge der Sterne ward von den Alten vermittelſt der Zodiakalarmillen durch unmittelbare Beobachtung geſucht. Weil es aber ſehr ſchwer war, dieſe Ringe beſtaͤndig in der Stellung der Ekliptik zu erhalten, deren Lage ſich am Himmel jeden Augenblick aͤndert, ſo fiel man bald darauf, durch Aequatorialarmillen der Sterne Rectaſcenſion und Abweichung zu beobachten, und aus dieſen die Laͤngen zu berechnen. Heut zu Tage, da auch weit beſſere

<TEI>
  <text>
    <body>
      <div n="1">
        <div n="2">
          <div n="2">
            <p><pb facs="#f0841" xml:id="P.2.835" n="835"/><lb/>
er am Himmel einnimmt, be&#x017F;timmt, und von allen u&#x0364;brigen Stellen unter&#x017F;chieden; denn es giebt weiter keine, der eben die&#x017F;e La&#x0364;nge und Breite zugleich zuka&#x0364;me. Daher i&#x017F;t es fu&#x0364;r die Sternkunde wichtig, die La&#x0364;ngen der Ge&#x017F;tirne genau zu kennen.</p>
            <p>Die La&#x0364;nge der <hi rendition="#b">Sonne</hi> <figure/>&#x0398; oder ihr Ort in der Ekliptik wird, wenn man ihre Abweichung &#x0398;<hi rendition="#aq">D</hi> durch Beobachtung gefunden hat, leicht berechnet. Es i&#x017F;t alsdann im rechtwinklichten Kugeldreyecke <figure/>&#x0398;<hi rendition="#aq">D,</hi> der Winkel <figure/> oder die Schie&#x017F;e der Ekliptik = 23° 28&#x2032; 8&#x2033;, und die Seite &#x0398;<hi rendition="#aq">D</hi> bekannt. Daraus findet &#x017F;ich <figure/>&#x0398; durch die Formel
wo es zweydeutig bleibt, ob die La&#x0364;nge u&#x0364;ber oder unter 90° betrage, und &#x017F;u&#x0364;dliche oder negative Abweichungen La&#x0364;ngen u&#x0364;ber 180° anzeigen, die u&#x0364;ber oder unter 270° betragen ko&#x0364;nnen, daher man aus andern Um&#x017F;ta&#x0364;nden wi&#x017F;&#x017F;en muß, in welchem Quadranten ihrer Bahn die Sonne &#x017F;tehe.</p>
            <p>Auch aus der Recta&#x017F;cen&#x017F;ion der Sonne <figure/><hi rendition="#aq">D,</hi> <hi rendition="#b">&#x017F;. Auf&#x017F;teigung, gerade,</hi> findet man ihre La&#x0364;nge durch die Formel
wo die La&#x0364;nge &#x017F;tets in einerley Quadranten mit der Recta&#x017F;cen&#x017F;ion fa&#x0364;llt.</p>
            <p>Endlich findet man auch in den a&#x017F;tronomi&#x017F;chen Kalendern, z. B. in des Herrn <hi rendition="#b">Bode</hi> Jahrbu&#x0364;chern, den Ort der Sonne in der Ekliptik fu&#x0364;r den Mittag jeden Tages angegeben.</p>
            <p>Die La&#x0364;nge der <hi rendition="#b">Sterne</hi> ward von den Alten vermittel&#x017F;t der Zodiakalarmillen durch unmittelbare Beobachtung ge&#x017F;ucht. Weil es aber &#x017F;ehr &#x017F;chwer war, die&#x017F;e Ringe be&#x017F;ta&#x0364;ndig in der Stellung der Ekliptik zu erhalten, deren Lage &#x017F;ich am Himmel jeden Augenblick a&#x0364;ndert, &#x017F;o fiel man bald darauf, durch Aequatorialarmillen der Sterne Recta&#x017F;cen&#x017F;ion und Abweichung zu beobachten, und aus die&#x017F;en die La&#x0364;ngen zu berechnen. Heut zu Tage, da auch weit be&#x017F;&#x017F;ere<lb/></p>
          </div>
        </div>
      </div>
    </body>
  </text>
</TEI>
[835/0841] er am Himmel einnimmt, beſtimmt, und von allen uͤbrigen Stellen unterſchieden; denn es giebt weiter keine, der eben dieſe Laͤnge und Breite zugleich zukaͤme. Daher iſt es fuͤr die Sternkunde wichtig, die Laͤngen der Geſtirne genau zu kennen. Die Laͤnge der Sonne [Abbildung] Θ oder ihr Ort in der Ekliptik wird, wenn man ihre Abweichung ΘD durch Beobachtung gefunden hat, leicht berechnet. Es iſt alsdann im rechtwinklichten Kugeldreyecke [Abbildung] ΘD, der Winkel [Abbildung] oder die Schieſe der Ekliptik = 23° 28′ 8″, und die Seite ΘD bekannt. Daraus findet ſich [Abbildung] Θ durch die Formel wo es zweydeutig bleibt, ob die Laͤnge uͤber oder unter 90° betrage, und ſuͤdliche oder negative Abweichungen Laͤngen uͤber 180° anzeigen, die uͤber oder unter 270° betragen koͤnnen, daher man aus andern Umſtaͤnden wiſſen muß, in welchem Quadranten ihrer Bahn die Sonne ſtehe. Auch aus der Rectaſcenſion der Sonne [Abbildung] D, ſ. Aufſteigung, gerade, findet man ihre Laͤnge durch die Formel wo die Laͤnge ſtets in einerley Quadranten mit der Rectaſcenſion faͤllt. Endlich findet man auch in den aſtronomiſchen Kalendern, z. B. in des Herrn Bode Jahrbuͤchern, den Ort der Sonne in der Ekliptik fuͤr den Mittag jeden Tages angegeben. Die Laͤnge der Sterne ward von den Alten vermittelſt der Zodiakalarmillen durch unmittelbare Beobachtung geſucht. Weil es aber ſehr ſchwer war, dieſe Ringe beſtaͤndig in der Stellung der Ekliptik zu erhalten, deren Lage ſich am Himmel jeden Augenblick aͤndert, ſo fiel man bald darauf, durch Aequatorialarmillen der Sterne Rectaſcenſion und Abweichung zu beobachten, und aus dieſen die Laͤngen zu berechnen. Heut zu Tage, da auch weit beſſere

Suche im Werk

Hilfe

Informationen zum Werk

Download dieses Werks

XML (TEI P5) · HTML · Text
TCF (text annotation layer)
XML (TEI P5 inkl. att.linguistic)

Metadaten zum Werk

TEI-Header · CMDI · Dublin Core

Ansichten dieser Seite

Voyant Tools ?

Language Resource Switchboard?

Feedback

Sie haben einen Fehler gefunden? Dann können Sie diesen über unsere Qualitätssicherungsplattform DTAQ melden.

Kommentar zur DTA-Ausgabe

Dieses Werk wurde im Rahmen des Moduls DTA-Erweiterungen (DTAE) digitalisiert. Weitere Informationen …

Bibliothek des Max-Planck-Instituts für Wissenschaftsgeschichte : Bereitstellung der Texttranskription. (2015-09-02T12:13:09Z) Bitte beachten Sie, dass die aktuelle Transkription (und Textauszeichnung) mittlerweile nicht mehr dem Stand zum Zeitpunkt der Übernahme des Werkes in das DTA entsprechen muss.
Matthias Boenig: Bearbeitung der digitalen Edition. (2015-09-02T12:13:09Z)

Weitere Informationen:

Bogensignaturen: keine Angabe; Druckfehler: keine Angabe; fremdsprachliches Material: keine Angabe; Geminations-/Abkürzungsstriche: keine Angabe; Hervorhebungen (Antiqua, Sperrschrift, Kursive etc.): keine Angabe; i/j in Fraktur: wie Vorlage; I/J in Fraktur: wie Vorlage; Kolumnentitel: keine Angabe; Kustoden: keine Angabe; langes s (ſ): wie Vorlage; Normalisierungen: keine Angabe; rundes r (&#xa75b;): keine Angabe; Seitenumbrüche markiert: ja; Silbentrennung: aufgelöst; u/v bzw. U/V: wie Vorlage; Vokale mit übergest. e: wie Vorlage; Vollständigkeit: keine Angabe; Zeichensetzung: keine Angabe; Zeilenumbrüche markiert: nein;




Ansicht auf Standard zurückstellen

URL zu diesem Werk: https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798
URL zu dieser Seite: https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798/841
Zitationshilfe: Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 2. Leipzig, 1798, S. 835. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/gehler_woerterbuch02_1798/841>, abgerufen am 01.09.2024.