Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834.

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Jährliche Bewegung der Sonne.

wird man nur von dieser Höhe RS die bereits bekannte Aequa-
torhöhe RQ abziehen, um sofort die gesuchte nördliche Declination
QS des Sterns zu erhalten. Geht aber der Stern unter dem
Aequator, zwischen den Punkten R und Q, durch den Meridian,
so wird man umgekehrt die beobachtete Höhe des Sterns von
der Aequatorhöhe abziehen, um die südliche Declination (Einl. §. 13)
des Sterns zu erhalten, wie dieß alles bereits in der Einleitung
(§. 27) angeführt worden ist.

§. 47. (Genauere Bestimmung der Lage der Sonnenbahn
gegen den Aequator). Was so eben von den auf der Südseite des
Zeniths culminirenden Sternen gesagt worden ist, gilt unverändert
auch von dem großen Gestirn des Tages, von unserer Sonne.
Jeden Mittag wird man mit jenem Instrumente ihre Meridian-
höhe messen, und, indem man dieselbe mit der bereits bekannten
Aequatorhöhe vergleicht, daraus ihre Declination ableiten, und
auf diese Weise so viele Punkte, in Beziehung auf den Aequator,
bestimmen, als man Beobachtungstage hat, und diese Punkte oder
ihre entgegengesetzten am Himmel werden alle in der gesuchten
Ebene der Sonnenbahn liegen, und daher die Lage dieser Bahn
am Himmel bezeichnen.

Zu unserem Zwecke wird es aber schon genügen, die Sonne
nur zur Zeit des Solstitiums (§. 42) zu beobachten, wo sie am
weitesten von dem Aequator entfernt ist, und von den beiden
Aequinoctien um 90 Grade absteht. Wenn die Sonne zur Zeit
des Solstitiums im Meridian oder im Mittag ist, so stehen die
beiden Aequinoctien in dem Ost- und Westpunkte des Horizonts.
Für diese Lage ist aber der Bogen des Meridians, der zwischen
der Ecliptik und dem Aequator enthalten ist, d. h. für diese Lage
ist die Declination der Sonne gleich der Neigung (Einl. §. 18)
jener beiden Ebenen, oder gleich der sogenannten Schiefe der
Ecliptik, die durch den Winkel LVQ (Fig. 1) der Ecliptik mit
dem Aequator ausgedrückt wird. Man braucht daher nur im
Augenblicke des Solstitiums die Höhe der Sonne im Meridian
zu beobachten, wo dann die Differenz dieser Höhe und der Aequa-
torhöhe (wie in §. 46) sogleich die größte Declination der Sonne,
d. h. die gesuchte Schiefe der Ecliptik, geben wird. So beobach-

Jährliche Bewegung der Sonne.

wird man nur von dieſer Höhe RS die bereits bekannte Aequa-
torhöhe RQ abziehen, um ſofort die geſuchte nördliche Declination
QS des Sterns zu erhalten. Geht aber der Stern unter dem
Aequator, zwiſchen den Punkten R und Q, durch den Meridian,
ſo wird man umgekehrt die beobachtete Höhe des Sterns von
der Aequatorhöhe abziehen, um die ſüdliche Declination (Einl. §. 13)
des Sterns zu erhalten, wie dieß alles bereits in der Einleitung
(§. 27) angeführt worden iſt.

§. 47. (Genauere Beſtimmung der Lage der Sonnenbahn
gegen den Aequator). Was ſo eben von den auf der Südſeite des
Zeniths culminirenden Sternen geſagt worden iſt, gilt unverändert
auch von dem großen Geſtirn des Tages, von unſerer Sonne.
Jeden Mittag wird man mit jenem Inſtrumente ihre Meridian-
höhe meſſen, und, indem man dieſelbe mit der bereits bekannten
Aequatorhöhe vergleicht, daraus ihre Declination ableiten, und
auf dieſe Weiſe ſo viele Punkte, in Beziehung auf den Aequator,
beſtimmen, als man Beobachtungstage hat, und dieſe Punkte oder
ihre entgegengeſetzten am Himmel werden alle in der geſuchten
Ebene der Sonnenbahn liegen, und daher die Lage dieſer Bahn
am Himmel bezeichnen.

Zu unſerem Zwecke wird es aber ſchon genügen, die Sonne
nur zur Zeit des Solſtitiums (§. 42) zu beobachten, wo ſie am
weiteſten von dem Aequator entfernt iſt, und von den beiden
Aequinoctien um 90 Grade abſteht. Wenn die Sonne zur Zeit
des Solſtitiums im Meridian oder im Mittag iſt, ſo ſtehen die
beiden Aequinoctien in dem Oſt- und Weſtpunkte des Horizonts.
Für dieſe Lage iſt aber der Bogen des Meridians, der zwiſchen
der Ecliptik und dem Aequator enthalten iſt, d. h. für dieſe Lage
iſt die Declination der Sonne gleich der Neigung (Einl. §. 18)
jener beiden Ebenen, oder gleich der ſogenannten Schiefe der
Ecliptik, die durch den Winkel LVQ (Fig. 1) der Ecliptik mit
dem Aequator ausgedrückt wird. Man braucht daher nur im
Augenblicke des Solſtitiums die Höhe der Sonne im Meridian
zu beobachten, wo dann die Differenz dieſer Höhe und der Aequa-
torhöhe (wie in §. 46) ſogleich die größte Declination der Sonne,
d. h. die geſuchte Schiefe der Ecliptik, geben wird. So beobach-

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[107/0119] Jährliche Bewegung der Sonne. wird man nur von dieſer Höhe RS die bereits bekannte Aequa- torhöhe RQ abziehen, um ſofort die geſuchte nördliche Declination QS des Sterns zu erhalten. Geht aber der Stern unter dem Aequator, zwiſchen den Punkten R und Q, durch den Meridian, ſo wird man umgekehrt die beobachtete Höhe des Sterns von der Aequatorhöhe abziehen, um die ſüdliche Declination (Einl. §. 13) des Sterns zu erhalten, wie dieß alles bereits in der Einleitung (§. 27) angeführt worden iſt. §. 47. (Genauere Beſtimmung der Lage der Sonnenbahn gegen den Aequator). Was ſo eben von den auf der Südſeite des Zeniths culminirenden Sternen geſagt worden iſt, gilt unverändert auch von dem großen Geſtirn des Tages, von unſerer Sonne. Jeden Mittag wird man mit jenem Inſtrumente ihre Meridian- höhe meſſen, und, indem man dieſelbe mit der bereits bekannten Aequatorhöhe vergleicht, daraus ihre Declination ableiten, und auf dieſe Weiſe ſo viele Punkte, in Beziehung auf den Aequator, beſtimmen, als man Beobachtungstage hat, und dieſe Punkte oder ihre entgegengeſetzten am Himmel werden alle in der geſuchten Ebene der Sonnenbahn liegen, und daher die Lage dieſer Bahn am Himmel bezeichnen. Zu unſerem Zwecke wird es aber ſchon genügen, die Sonne nur zur Zeit des Solſtitiums (§. 42) zu beobachten, wo ſie am weiteſten von dem Aequator entfernt iſt, und von den beiden Aequinoctien um 90 Grade abſteht. Wenn die Sonne zur Zeit des Solſtitiums im Meridian oder im Mittag iſt, ſo ſtehen die beiden Aequinoctien in dem Oſt- und Weſtpunkte des Horizonts. Für dieſe Lage iſt aber der Bogen des Meridians, der zwiſchen der Ecliptik und dem Aequator enthalten iſt, d. h. für dieſe Lage iſt die Declination der Sonne gleich der Neigung (Einl. §. 18) jener beiden Ebenen, oder gleich der ſogenannten Schiefe der Ecliptik, die durch den Winkel LVQ (Fig. 1) der Ecliptik mit dem Aequator ausgedrückt wird. Man braucht daher nur im Augenblicke des Solſtitiums die Höhe der Sonne im Meridian zu beobachten, wo dann die Differenz dieſer Höhe und der Aequa- torhöhe (wie in §. 46) ſogleich die größte Declination der Sonne, d. h. die geſuchte Schiefe der Ecliptik, geben wird. So beobach-

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Zitationshilfe:	Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 107. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/119>, abgerufen am 24.11.2024.

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