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Beschreibung und Gebrauch der astronom. Instrumente. §. i«5.

gekehrt jeder gegebenen Höhe ein bestimmter Stundenwinkel, d. h. einebestimmte Zeit entsprechen, so daß man daher die letzte finden kann,wenn die erste durch irgend eine Beobachtung gegeben ist.

Diesem gemäß pflegten also die älteren Astronomen in dem Augen-blicke einer jeden Beobachtung, z. B. in dem Augenblicke des Anfangsoder des Endes einer Finsterniß, mittels des oben erwähnten Quadran-ten dieHöhe derSonne oder irgend eines anderen bekannten Gestirns zumes-sen, woraus sie dann die Zeit jener Beobachtung auf folgende Art ableiteten.

Sey (I. Fig. 2) 8^ die Sonne für den Augenblick des Anfangs jenerBeobachtung, deren Zeit man bestimmen will; sey ferner das Zenithund V der Nordpol des Aeguators. Wenn man mit dem Sextanten dieHöhe 8^11/ der Sonne über dem Horizonte beobachtet hat, so kenntman auch die Zenithdistanz W' derselben, die nämlich gleich i)0° wenigerjener Höhe ist. Eben so ist aber auch, aus den Sonnentafeln oder ausden astronomischen Ephemeriden, die Poldistanz?i8^ der Sonne für die-sen Tag bekannt, so wie die PolhöheIM des Beobachtungsortes, diegleich der geographischen Breite des Beobachters, und überdieß auchgleich V0° weniger ist.- Man kennt daher in dem sphärischen Drei-ecke alle drei Seiten und wird daher, mittels der bekannten For-meln der sphärischen Trigonometrie, auch den Winkel M8' dieses Drei-ecks mit aller Schärfe berechnen können. Dieser Winkel ist aber dertun den winke! der Sonne, d. h. die gesuchte wahre Sonnen zeit

(I. 155).

Dieses an sich, wie man sieht, sehr einfache Verfahren wird etwaszusammengesetzter, wenn man, zur Bestimmung der Zeit, nicht die Sonne,die sich dazu vorzüglich eignet, sondern wenn man die Höhe irgend einesbekannten Sterns beobachtet, eine Beobachtung, zu welcher man öftergezwungen ist, z. B. wenn man den Augenblick einer zur Nachtzeit an-gestellten Beobachtung, wo man die Sönne nicht sehen kann, bestim-men will.

Se» also 8" der gewählte Stern, dessen Nectascension V(^ und Pol-distanz lW bekannt seyn soll. Nehmen wir an, daß zur Zeit der Beob-achtung dieses Sterns in 8' die Sonne in der Ecliptik VI- den Punkt 8einnehme, so daß also V8 die Länge der Sonne für diesen Augenblickvorstellt. Läßt man von 8 auf den Aequatvr VI) einen senkrechtenKreisbogen 8V Herab, so wird VI die Nectascension der Sonne für den-selben Augenblick bezeichnen, und wir wollen daher voraussetzen, daß man,aus den astronomischen Ephemeriden, auch diese Nectascension VI? derSonne bereits kenne.

Wenn man daher mit dem Quadranten die Höhe 8'!^ des Sternsoder, was daflelbe ist, die Zenithdistanz W' detzelben beobachtet, so wirdman in dem Dreiecke jXW', in welchem wieder alle drei Seiten gegebensind, ganz wie zuvor, den Stundenwinkel M8' des Sterns, d. b. mitandern Worten: den Bogen (Z(Z des Aeguators durch Rechnung finden.Da man aber offenbar hat

10 --r vo — VI oder 10 — 00' -h. v<v — VIso wird man auch die gesuchte wahre Sonnenzeit durch folgende einfacheGleichung erhalten:

Wahre Zeit — Stundenwinkel des Sterns, mehr Nectascension des

Sterns, weniger Nectascension der Sonne.

Setzt man, was für die Berechnung bequemer ist, in dem letztenGliede dieser Gleichung nicht, wie bisher vorausgesetzt wurde, die Recta-icension der wahren, sondern die Nectascension der mittleren Sonne(!. tz. 156), so erhält man auch, statt der wahren Sonnenzelt unmittelbar