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Achtes Hauptstiick.
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gefundenen Schiefe der Ekliptik, zwischen den durrh Sonnenhbhen im Som
mer und durch den Polarstem iin Winter bestimmten Polhohen zeiflen, soll
ten sich ferner nach Verlaufe einer Ungen Reihe Jahre Verånderungen in der
Polhohe eines und desselben Ortes*) ausweisen, so liefsen sich diese Verån
derungen vielleicht aus obengedachten Ursachen erklåren.
§.2i. Der Punkt T (Fig. 59) sev der Erde und zugleich des Himmels
gev^olbes Mittelpunkt, V&**%> sey die Ekliptik, ET ihre Axe, E ibr Pol,
PT die verlångerte Erdaxe, HT die im vorigen §. erwiihnte mittlere Richtung
der magnetischen Kråfte der Sonne ; so karm die Breite HK = d und die
Lange YS3K z=z 0 -f c des Punktes H nach den Formeln im vorigen §.
gefunden werden, indem gesetzt wird I =. 71 -\- 6 = n -{- © -f- 1800
== 0-f ] 89° 5^- Also sind im Dreyecke PEH folgende Uinge bekannt:
die Srhiefe der Ekliptik PE =e, EH 3= 900 — d y PEH = YS3K — YCi
Wahrend der Umdrehung der Erde um die Axe PT wird demnach die
Linie TH einen Keget um die Erdaxe beschreiben und die Erdoberflache in
zvveen Parallelkreisen durchschrieiden, deren Abstand von den Polen ist gleich
PH z=z f. Ist S der Stand der Sonne in der Ekliptik, so ist der Winkel SPH
gleich dem Rectascensionsunterschiede zwischen dem Punkte H und der Sonne.
Aber die Rectascension des Poles der Ekliptik E ist rr: 2700, also von H
= 270° — FPH = 270° — g. Wird der Sonne Rectascension gesetzt zi A,
so ist SPH = 2700 —g — A; wird dieser Winkel in Zeit vervvandelt, so
hat man die Culminationszeit des Punktes H.
+) Z. B. die aus Bradleys und Poiids Bcobachturgen abgeleitetfl PolKohe eter Greenwich*»
Sternwarte.
© -{• c — 900 z=: v. Hieraus Ondet sich
cos mi = cos PE. cos £H — sin PE . sin EH. cos PEH
cotang EH . sin EP — cos EP . cos PEH
coian» EPH =: 2 ,
<\n PEH
oder -wenn man setzet PH z=z f, EPH = g
r . , , te rf. sin — cos<?.cosi>
cos/ rin cos e . sin rf — sin e . cos rf . cos f, cotang g in: -2 ; ,
sin v
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