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Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 3. Stuttgart, 1836.

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Beschreibung und Gebrauch der astronom. Instrumente.
Zimmers, in einem Augenblicke bemerkt und angezeichnet habe,
wo es z. B. genau drey Uhr Abends wahre Sonnzeit war.
Die Frage ist: wie viel wird es alle anderen Tage des Jahres
wahre Zeit in dem Augenblicke seyn, wo jener Schatten wie-
der dieselbe bezeichnete Stelle einnimmt?

In dem sphärischen Dreiecke ZNS' (I. Fig. 2) zwischen dem
Zenith Z, dem Pol N des Aequators und dem Mittelpunkte S'
der Sonne kennt man die Seite NS' oder die Poldistanz ((I. S. 28)
der Sonne, ferner die Seite NZ oder die Aequatorhöhe (I. S. 29)
des Beobachtungsorts, und den Stundenwinkel ZNS' der Sonne
zur Zeit der Beobachtung an dem ersten Tage. Daraus findet
man durch die bekannten Vorschriften der Trigonometrie das Azi-
mut RZS' (I. S. 31) der Sonne.

Hat man z. B. diese erste Beobachtung zu Wien, dessen Aequa-
torhöhe 41° 48' ist, an einem Tage gemacht, an welchem die
Poldistanz der Sonne 80° war, und zwar zu dem Augenblicke,
wo die wahre Zeit 3 Stunden, also der Stundenwinkel 45° be-
trug, so findet man daraus das Azimut der Sonne 59° 55' für
diesen Augenblick.

Dasselbe Azimut wird aber die Sonne alle Tage des Jahres
in demjenigen Momente haben, wo der Schatten der Schnur
wieder auf die bezeichnete Stelle der Wand tritt, aber der Stun-
denwinkel oder die wahre Zeit dieses Momentes wird eine andere
seyn, weil die Poldistanz der Sonne für jeden Tag eine andere
ist. Das Dreieck NZS' wird sich also auch geändert haben, in-
dem wohl die Seite NZ und der Winkel NZS' derselbe bleibt, die
Linie NS' aber näher gegen Z herauf oder weiter von Z herabge-
rückt ist, nachdem die Poldistanz der Sonne seit jenem ersten Tage
kleiner oder größer geworden ist.

Diese Poldistanz der Sonne aber kann man mit Hülfe eines
jeden astronomischen Kalenders für jeden Tag des Jahres leicht
finden und ebenso wird man auch für jede gegebene Poldistanz der
Sonne den ihr entsprechenden Tag des Jahres oder eigentlich die
zwei Tage finden, da die Sonne im Allgemeinen zweimal des
Jahrs dieselbe Poldistanz hat. So findet man z. B. aus diesem
Kalender, daß jener erste Beobachtungstag, an welchem die Pol-

Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente.
Zimmers, in einem Augenblicke bemerkt und angezeichnet habe,
wo es z. B. genau drey Uhr Abends wahre Sonnzeit war.
Die Frage iſt: wie viel wird es alle anderen Tage des Jahres
wahre Zeit in dem Augenblicke ſeyn, wo jener Schatten wie-
der dieſelbe bezeichnete Stelle einnimmt?

In dem ſphäriſchen Dreiecke ZNS' (I. Fig. 2) zwiſchen dem
Zenith Z, dem Pol N des Aequators und dem Mittelpunkte S'
der Sonne kennt man die Seite NS' oder die Poldiſtanz ((I. S. 28)
der Sonne, ferner die Seite NZ oder die Aequatorhöhe (I. S. 29)
des Beobachtungsorts, und den Stundenwinkel ZNS' der Sonne
zur Zeit der Beobachtung an dem erſten Tage. Daraus findet
man durch die bekannten Vorſchriften der Trigonometrie das Azi-
mut RZS' (I. S. 31) der Sonne.

Hat man z. B. dieſe erſte Beobachtung zu Wien, deſſen Aequa-
torhöhe 41° 48′ iſt, an einem Tage gemacht, an welchem die
Poldiſtanz der Sonne 80° war, und zwar zu dem Augenblicke,
wo die wahre Zeit 3 Stunden, alſo der Stundenwinkel 45° be-
trug, ſo findet man daraus das Azimut der Sonne 59° 55′ für
dieſen Augenblick.

Daſſelbe Azimut wird aber die Sonne alle Tage des Jahres
in demjenigen Momente haben, wo der Schatten der Schnur
wieder auf die bezeichnete Stelle der Wand tritt, aber der Stun-
denwinkel oder die wahre Zeit dieſes Momentes wird eine andere
ſeyn, weil die Poldiſtanz der Sonne für jeden Tag eine andere
iſt. Das Dreieck NZS' wird ſich alſo auch geändert haben, in-
dem wohl die Seite NZ und der Winkel NZS' derſelbe bleibt, die
Linie NS' aber näher gegen Z herauf oder weiter von Z herabge-
rückt iſt, nachdem die Poldiſtanz der Sonne ſeit jenem erſten Tage
kleiner oder größer geworden iſt.

Dieſe Poldiſtanz der Sonne aber kann man mit Hülfe eines
jeden aſtronomiſchen Kalenders für jeden Tag des Jahres leicht
finden und ebenſo wird man auch für jede gegebene Poldiſtanz der
Sonne den ihr entſprechenden Tag des Jahres oder eigentlich die
zwei Tage finden, da die Sonne im Allgemeinen zweimal des
Jahrs dieſelbe Poldiſtanz hat. So findet man z. B. aus dieſem
Kalender, daß jener erſte Beobachtungstag, an welchem die Pol-

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[304/0316] Beſchreibung und Gebrauch der aſtronom. Inſtrumente. Zimmers, in einem Augenblicke bemerkt und angezeichnet habe, wo es z. B. genau drey Uhr Abends wahre Sonnzeit war. Die Frage iſt: wie viel wird es alle anderen Tage des Jahres wahre Zeit in dem Augenblicke ſeyn, wo jener Schatten wie- der dieſelbe bezeichnete Stelle einnimmt? In dem ſphäriſchen Dreiecke ZNS' (I. Fig. 2) zwiſchen dem Zenith Z, dem Pol N des Aequators und dem Mittelpunkte S' der Sonne kennt man die Seite NS' oder die Poldiſtanz ((I. S. 28) der Sonne, ferner die Seite NZ oder die Aequatorhöhe (I. S. 29) des Beobachtungsorts, und den Stundenwinkel ZNS' der Sonne zur Zeit der Beobachtung an dem erſten Tage. Daraus findet man durch die bekannten Vorſchriften der Trigonometrie das Azi- mut RZS' (I. S. 31) der Sonne. Hat man z. B. dieſe erſte Beobachtung zu Wien, deſſen Aequa- torhöhe 41° 48′ iſt, an einem Tage gemacht, an welchem die Poldiſtanz der Sonne 80° war, und zwar zu dem Augenblicke, wo die wahre Zeit 3 Stunden, alſo der Stundenwinkel 45° be- trug, ſo findet man daraus das Azimut der Sonne 59° 55′ für dieſen Augenblick. Daſſelbe Azimut wird aber die Sonne alle Tage des Jahres in demjenigen Momente haben, wo der Schatten der Schnur wieder auf die bezeichnete Stelle der Wand tritt, aber der Stun- denwinkel oder die wahre Zeit dieſes Momentes wird eine andere ſeyn, weil die Poldiſtanz der Sonne für jeden Tag eine andere iſt. Das Dreieck NZS' wird ſich alſo auch geändert haben, in- dem wohl die Seite NZ und der Winkel NZS' derſelbe bleibt, die Linie NS' aber näher gegen Z herauf oder weiter von Z herabge- rückt iſt, nachdem die Poldiſtanz der Sonne ſeit jenem erſten Tage kleiner oder größer geworden iſt. Dieſe Poldiſtanz der Sonne aber kann man mit Hülfe eines jeden aſtronomiſchen Kalenders für jeden Tag des Jahres leicht finden und ebenſo wird man auch für jede gegebene Poldiſtanz der Sonne den ihr entſprechenden Tag des Jahres oder eigentlich die zwei Tage finden, da die Sonne im Allgemeinen zweimal des Jahrs dieſelbe Poldiſtanz hat. So findet man z. B. aus dieſem Kalender, daß jener erſte Beobachtungstag, an welchem die Pol-

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 3. Stuttgart, 1836, S. 304. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem03_1836/316>, abgerufen am 24.11.2024.