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^ 45-47.

Jährliche Bewegung der Sonne.

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halbe Differenz der zwei beobachteten Höhen ist gleich dem Abstände desSterns I) von dem Pole N, oder gleich ^1), und da Nl) gleich 90" ist,so ist 0?) gleich 90" weniger lXI), oder mit andern Worten: Man er-halt die Declination des beobachteten Sterns, wenn man die halbe Dif-

23^.8 für die gesuchte Declination des Polarsterns.

H. 46. (Bestimmung der Declination aller übrigen Sterne durch Beob-achtung.) Die vorhergehende Methode ist, wie man sieht, nur auf diedem Pole nahen Sterne, welche nicht mehr untergehen, oder nur auf diesogenannten Circ um Polarsterne anwendbar. Allein sie läßt sich,wenn durch sie einmal die Polhöhe des Beobachtungsortes bekannt ist,auch auf alle übrigen Gestirne des Himmels fortführen.

Da man nämlich bereits die Pölhöhe ttiV (Fig. 1, 2) seines Or-tes kennt, so kennt man auch die Aequatorhöhe kl) desselben, weil(nach Einl. H. 18. I.) die Summe dieser beiden Höhen immer einen rech-

zonte, und daher auch den höchsten Punkt l) des Aequators in der Höbe

von 41° 47'.4.

Dieses vorausgesetzt, wollen wir nun unsern Quadranten (Fig. 7)aus seiner frühern Lage um die Linie OK als um eine Ape drehen, bisdie Ebene des Instrumentes wieder in dem Meridian liegt, aber dieSeite O gegen Süd und -4. gegen Nord gewendet wird, und dann dieLinie wie zuvor, wieder horizontal stellen. Beobachtet man mitdem Instrumente in dieser Lage die Höhe K8 (Fig. i) eines Sterns aufder Südseite des Zeniths zur Zeit seines Durchgangs durch den Meri-dian Xk, so wird man nur von dieser Höhe K8 die bereits bekannteAequatorhöhe kl) abziehen, um sofort die gesuchte nördliche Declinationl)5> des Sterns zu erhalten. Geht aber der Stern unter dem Aequatvr,zwischen den Punkten k und <), durch den Meridian, so wird man um-gekehrt die beobachtete Höhe des Sterns von der Aequatorhöhe abziehen,um die südliche Declination (Einl. §. 13) des Sterns zu erhalten, wiedieß alles bereits in der Einleitung (H. 27) angeführt worden ist.

H. 47. (Genauere Bestimmung der Lage der Sonnenbahn gegen denAeguator.) Was so eben von den auf der Südseite des Zeuithö culmi-nirenden Sternen gesagt worden ist, gilt unverändert auch von dem großenGestirn des Tages, von unserer Sonne. Jeden Mittag wird man mitjenem Instrumente ihre Meridianhöhe messen, nnd, indem man dieselbemit der bereits bekannten Aequatorhöhe vergleicht, daraus ihre Declina-tion ableiten, und auf diese Weise so viele Punkte, in Beziehung aufden Aequator, bestimmen, als man Beobachtungstage bat, und diesePunkte oder ihre entgegengesetzten am Himmel werden alle in der gesuch-ten Ebene der Sonnenbahn liegen, und daher die Lage dieser Bahn amHimmel bezeichnen.

Zu unserem Zwecke wird es aber schon genügen, die Sonne nur zurZeit des Solstitiums (H. 42) zu beobachten, wo sie am weitesten vondem Aequator entfernt ist, oder wo sie von den beiden Aequinoctien um90 Grade absteht. Wenn die Sonne zur Zeit des Solstitiums im Me-ridian oder Mittag ist, so stehen die beiden Aequinoctien in dem Ost-

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