Abw

n

diesem Augenblicke den Unterschied 'zwischen der Höhe desGestirns und der Höhe des Aequators im Mittagskreiseausmacht. Ist nun die lezkere für den Ort der Beobach-tung bekanntes. Aequatorhöhe), so last sie, von der Mit-tagshöhe deö Gestirns abgezogen, die Abweichung dessel-ben übrig z. B.

Mittagshöhe der Sonne

zuPari6d.21Iun.17z8 64° z8^o"(6MmL!em.6ebAequatorhöhc von Paris 41 9 50 AAr. l,..ll.ck.4.)

Abweichung der Sonne 2 z 28 22 nördlich.

Ist die Mittagshöhe des Gestirns kleiner, als die Ae-quatorhöhe, so bleibt eine negative oder südliche 'Abwei-chung übrig.

Die Astronomen haben durch häufige Beobachtungender Mittagshöhen die Abweichungen der meisten Fixsternegefunden, und in die Firsternverzeichniße (LsralciZos 6-x-wum) eingetragen. Aus den geraden Aufsteigungen undAbweichungen der Sterne lassen sich ihre Langen und Brei-ten berechnen; und diese von Tycho de Brahe mehr inGang gebrachte Methode ist leichter und sichrer, als ein ge-wisses Verfahren der Alten, welche die Längen und Brei-ten unmittelbar durch Beobachtungen suchten. Tycho hatzu Bestimmung der Mittagshöhen den in der Mikkagüstä-che befestigten Quadranten (Malierquadrant, Hua6rimsIxcdoüicur) eingeführt.

Die Abweichung der Sonne ist in unfern Landern imFrühling und Sommer nördlich, im Herbst und Wintersüdlich. An den Tagen der Nachtgleichen (den 21 Marz u.21 Sepk.) ist sie --- o, an den Tagen der Sonnenwenden(den 21 Iun. u. 21 Dec.) hingegen am größten, und derSchiefe der Ekliptik gleich, d. i. jetzt 2 z° 28^ 8" s.Schie-fe der Ekliptik. Man berechnet die 'Abweichung derSonne für jeden Tag im Jahre aus der Schiefe der Ekliptikund dem Orte oder der Lange der Sonne, durch die Formel

im. Abweich, —lm. Schiefe der Ekl. X im. Lange der ADadurch lassen sich Tafeln berechnen, in welchen man dieAbweichung der Sonne für jeden Punkt ihrer Bahn durch