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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.
24h : 0h 3' 38" = 15h 13' 10" : X
woraus folgt X = 0h 2' 19" X,7.

Addirt man zu dieser Größe die Culminationszeit 10h 0' 1"
des 20. März, so erhält man für die gesuchte Culminationszeit
des Sterns zur Zeit des Aequinoctiums 10h 2' 20",7, die dann,
von der Culminationszeit 12h der Sonne an demselben Tage sub-
trahirt, 1h 57' 39",3 gibt, so daß man also hat

[Tabelle]
oder um so viel Uhrzeit ging zur Zeit des Aequinoctiums der
Stern vor der Sonne, d. h. vor dem Frühlingspunkte voraus,
also ist auch die gesuchte Rectascension des Sterns gleich derselben
Größe oder gleich 1h 57' 39",4 oder, wenn man diese Zahl durch
15 multiplicirt, um sie in Graden auszudrücken (Einl. §. 19) gleich
29° 24' 51",0.

I. Man sieht, daß diese Methode nebst einem guten Instru-
mente, um die Höhen und Durchgangszeiten zu messen, auch eine
genaue Kenntniß der Polhöhe erfordert. Von der letzten kann
man sich größtentheils unabhängig machen, wenn man dieselben
Beobachtungen auch in der Nähe des Herbstäquinoctiums wieder-
holt, wo man, wenn die Polhöhe noch etwas unrichtig ist, in der
einen Zeit die Rectascension des Sterns eben so viel zu groß, als
in der andern zu klein finden wird, und daher die wahre Recta-
scension erhält, wenn man aus beiden das Mittel nimmt.

II. Kennt man aber auf diese Art einmal die Rectascension
irgend eines Sterns, so darf man nur in mehreren aufeinander
folgenden Nächten die Culminationen dieses Sterns mit den an-
dern beobachten, wo dann die Differenzen der Durchgangszeiten
derselben durch den Meridian, zu der bereits bekannten Rectascen-
sion des ersten Sterns addirt, auch die Rectascensionen aller
übrigen Sterne geben werden. Hat man so eine große Anzahl
von Fixsternen in Beziehung auf Rectascension und, durch ihre
beobachteten Meridianhöhen, in Beziehung auf Deklination (nach

Jährliche Bewegung der Sonne.
24h : 0h 3′ 38″ = 15h 13′ 10″ : X
woraus folgt X = 0h 2′ 19″ X,7.

Addirt man zu dieſer Größe die Culminationszeit 10h 0′ 1″
des 20. März, ſo erhält man für die geſuchte Culminationszeit
des Sterns zur Zeit des Aequinoctiums 10h 2′ 20″,7, die dann,
von der Culminationszeit 12h der Sonne an demſelben Tage ſub-
trahirt, 1h 57′ 39″,3 gibt, ſo daß man alſo hat

[Tabelle]
oder um ſo viel Uhrzeit ging zur Zeit des Aequinoctiums der
Stern vor der Sonne, d. h. vor dem Frühlingspunkte voraus,
alſo iſt auch die geſuchte Rectaſcenſion des Sterns gleich derſelben
Größe oder gleich 1h 57′ 39″,4 oder, wenn man dieſe Zahl durch
15 multiplicirt, um ſie in Graden auszudrücken (Einl. §. 19) gleich
29° 24′ 51″,0.

I. Man ſieht, daß dieſe Methode nebſt einem guten Inſtru-
mente, um die Höhen und Durchgangszeiten zu meſſen, auch eine
genaue Kenntniß der Polhöhe erfordert. Von der letzten kann
man ſich größtentheils unabhängig machen, wenn man dieſelben
Beobachtungen auch in der Nähe des Herbſtäquinoctiums wieder-
holt, wo man, wenn die Polhöhe noch etwas unrichtig iſt, in der
einen Zeit die Rectaſcenſion des Sterns eben ſo viel zu groß, als
in der andern zu klein finden wird, und daher die wahre Recta-
ſcenſion erhält, wenn man aus beiden das Mittel nimmt.

II. Kennt man aber auf dieſe Art einmal die Rectaſcenſion
irgend eines Sterns, ſo darf man nur in mehreren aufeinander
folgenden Nächten die Culminationen dieſes Sterns mit den an-
dern beobachten, wo dann die Differenzen der Durchgangszeiten
derſelben durch den Meridian, zu der bereits bekannten Rectaſcen-
ſion des erſten Sterns addirt, auch die Rectaſcenſionen aller
übrigen Sterne geben werden. Hat man ſo eine große Anzahl
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[121/0133] Jährliche Bewegung der Sonne. 24h : 0h 3′ 38″ = 15h 13′ 10″ : X woraus folgt X = 0h 2′ 19″ X,7. Addirt man zu dieſer Größe die Culminationszeit 10h 0′ 1″ des 20. März, ſo erhält man für die geſuchte Culminationszeit des Sterns zur Zeit des Aequinoctiums 10h 2′ 20″,7, die dann, von der Culminationszeit 12h der Sonne an demſelben Tage ſub- trahirt, 1h 57′ 39″,3 gibt, ſo daß man alſo hat oder um ſo viel Uhrzeit ging zur Zeit des Aequinoctiums der Stern vor der Sonne, d. h. vor dem Frühlingspunkte voraus, alſo iſt auch die geſuchte Rectaſcenſion des Sterns gleich derſelben Größe oder gleich 1h 57′ 39″,4 oder, wenn man dieſe Zahl durch 15 multiplicirt, um ſie in Graden auszudrücken (Einl. §. 19) gleich 29° 24′ 51″,0. I. Man ſieht, daß dieſe Methode nebſt einem guten Inſtru- mente, um die Höhen und Durchgangszeiten zu meſſen, auch eine genaue Kenntniß der Polhöhe erfordert. Von der letzten kann man ſich größtentheils unabhängig machen, wenn man dieſelben Beobachtungen auch in der Nähe des Herbſtäquinoctiums wieder- holt, wo man, wenn die Polhöhe noch etwas unrichtig iſt, in der einen Zeit die Rectaſcenſion des Sterns eben ſo viel zu groß, als in der andern zu klein finden wird, und daher die wahre Recta- ſcenſion erhält, wenn man aus beiden das Mittel nimmt. II. Kennt man aber auf dieſe Art einmal die Rectaſcenſion irgend eines Sterns, ſo darf man nur in mehreren aufeinander folgenden Nächten die Culminationen dieſes Sterns mit den an- dern beobachten, wo dann die Differenzen der Durchgangszeiten derſelben durch den Meridian, zu der bereits bekannten Rectaſcen- ſion des erſten Sterns addirt, auch die Rectaſcenſionen aller übrigen Sterne geben werden. Hat man ſo eine große Anzahl von Fixſternen in Beziehung auf Rectaſcenſion und, durch ihre beobachteten Meridianhöhen, in Beziehung auf Deklination (nach

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Zitationshilfe: Littrow, Joseph Johann von: Die Wunder des Himmels, oder gemeinfaßliche Darstellung des Weltsystems. Bd. 1. Stuttgart, 1834, S. 121. In: Deutsches Textarchiv <https://www.deutschestextarchiv.de/littrow_weltsystem01_1834/133>, abgerufen am 24.11.2024.