Gehler, Johann Samuel Traugott: Physikalisches Wörterbuch, oder, Versuch einer Erklärung der vornehmsten Begriffe und Kunstwörter der Naturlehre. Bd. 1. Leipzig, 1798.

Die Rectascension der Sterne findet man aus der Zeit ihres Durchgangs durch den Mittagskreis. Der Punkt D (Taf. I. Fig. 5.) ist eben derjenige, der mit dem Sterne zugleich in den Mittagskreis kömmt; die Zeit, welche zwischen dem Durchgange der Sonne und dem des Sterns verflossen ist, in Bogen des Aequators verwandelt, s. die Art. Aequator, Sternzeit, giebt an, was für ein Bogen des Aequators sich zwischen beyden Durchgängen durch den Mittagskreis geschoben habe, d. i. um wie viel des Sterns Rectascension größer sey, als die Rectascension der Sonne am vorhergehenden Mittage. Dieser Bogen, zur Rectascension der Sonne addirt, giebt also die des Sterns. Kömmt hiebey mehr als 360°, so muß man nur den Ueberschuß über 360° behalten, weil im Aequator nie weiter gezählt, sondern bey 360° von neuem angefangen wird. Man hatte nemlich [Abbildung] DQA [Abbildung] D gefunden, da man nur [Abbildung] D finden wollte.

Aus gleichen Gründen giebt die Zeit, welche zwischen den Durchgängen zweener Sterne durch den Mittagskreis verfließt, in Bogen des Aequators verwandelt, den Unterschied zwischen den geraden Aufsteigungen beyder Sterne. Ist nun die des einen bekannt, so findet man daraus die des andern, daß also die Bestimmung der Rectascensionen der Sterne lediglich von den Beobachtungen der Zeit ihres Durchgangs durch den Mittagskreis abhängt.

Da in vier Sekunden Zeit ein Bogen von einer Minute durch den Mittagskreis gehet, so giebt ein Beobachtungsfehler von 4 Sek. eine ganze Minute Irrthum in der geraden Aufsteigung. Man sieht hieraus, wie genaue Abmessungen der Zeit zu dieser Bestimmung der geraden Aufsteigungen nöthig sind. Die Alten hatten hiezu keine Mittel; ihre Wasseruhren (clepsydrae) reichten bey weitem nicht an eine solche Genauigkeit. Sie bestimmten daher die Stellen der Sterne durch Armillen oder Ringe, welche mit Hülfe der Sonne in eine dem Aequator und der Ekliptik am Himmel ähnliche Stellung gebracht wurden, und dann vermittelst eines auf den Stern gerichteten Diopterlineals dessen Lage gegen den Aequator oder die Ekliptik

Die Rectaſcenſion der Sterne findet man aus der Zeit ihres Durchgangs durch den Mittagskreis. Der Punkt D (Taf. I. Fig. 5.) iſt eben derjenige, der mit dem Sterne zugleich in den Mittagskreis koͤmmt; die Zeit, welche zwiſchen dem Durchgange der Sonne und dem des Sterns verfloſſen iſt, in Bogen des Aequators verwandelt, ſ. die Art. Aequator, Sternzeit, giebt an, was fuͤr ein Bogen des Aequators ſich zwiſchen beyden Durchgaͤngen durch den Mittagskreis geſchoben habe, d. i. um wie viel des Sterns Rectaſcenſion groͤßer ſey, als die Rectaſcenſion der Sonne am vorhergehenden Mittage. Dieſer Bogen, zur Rectaſcenſion der Sonne addirt, giebt alſo die des Sterns. Koͤmmt hiebey mehr als 360°, ſo muß man nur den Ueberſchuß uͤber 360° behalten, weil im Aequator nie weiter gezaͤhlt, ſondern bey 360° von neuem angefangen wird. Man hatte nemlich [Abbildung] DQA [Abbildung] D gefunden, da man nur [Abbildung] D finden wollte.

Aus gleichen Gruͤnden giebt die Zeit, welche zwiſchen den Durchgaͤngen zweener Sterne durch den Mittagskreis verfließt, in Bogen des Aequators verwandelt, den Unterſchied zwiſchen den geraden Aufſteigungen beyder Sterne. Iſt nun die des einen bekannt, ſo findet man daraus die des andern, daß alſo die Beſtimmung der Rectaſcenſionen der Sterne lediglich von den Beobachtungen der Zeit ihres Durchgangs durch den Mittagskreis abhaͤngt.

Da in vier Sekunden Zeit ein Bogen von einer Minute durch den Mittagskreis gehet, ſo giebt ein Beobachtungsfehler von 4 Sek. eine ganze Minute Irrthum in der geraden Aufſteigung. Man ſieht hieraus, wie genaue Abmeſſungen der Zeit zu dieſer Beſtimmung der geraden Aufſteigungen noͤthig ſind. Die Alten hatten hiezu keine Mittel; ihre Waſſeruhren (clepſydrae) reichten bey weitem nicht an eine ſolche Genauigkeit. Sie beſtimmten daher die Stellen der Sterne durch Armillen oder Ringe, welche mit Huͤlfe der Sonne in eine dem Aequator und der Ekliptik am Himmel aͤhnliche Stellung gebracht wurden, und dann vermittelſt eines auf den Stern gerichteten Diopterlineals deſſen Lage gegen den Aequator oder die Ekliptik