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

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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

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[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

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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 22.11.2024.