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sen Entfernung der Fixsterne ist OttT — o,folglich ACO^wOT, oder die Breite einesOrts ist seiner Polhöhe gleich,

§. 3 .

Nun seyen P und p die beyden Pole derHimmelskugel, Z der Punct, wo die ver-längerte Verticallinie eines Orts auf der Erdedie Himmelskugel trift, so ist ein Kreis durch f>g. *.P, Z und p der Mittagskreis, P O die Polhö-he, HA=PZ= der Aequatorshöhe und bey-der Summe rzgo 0 . Eines Sterns Abweichungseye Am, so wird er während seines täglichenscheinbaren Umlaufs zweymal in den Mittags-kreis kommen, das eine mal über, das ande-re mal unter dem Pol, und wenn sein Abstandvom Pol P n kleiner ist als die Breite PO, sowird man seine kleinste Höhe in n und grö-ste *) in m messen können. Daraus findetsich 2 POrOm-)-On; folglich wäre dieBreite gleich der halben Summe der gröstenund kleinsten Höhe des Sterns <K? ). Wenn diePolhöhe grösser ist als 45°, so kann man ei-nes Sterns kleinste Höhe noch beobachten,

wenn

* ! ) Wenn in der Folge von der Mittagshöhe eines Sternsdie Rede ist, so wird darunter immer seine grosteMittagshöhe verstanden, ausser es werde ausdriik-lich das Gegentheil erinnert.

**) Beyder Höhen halber Unterschied ist des SternsAbstand vom Pol. Hieraus erhellet, wie man dieAbweichung eines Sterns bestimmen kann, ohne dieBreite zu wissen. Die Abweichungen anderer Sternelassen sich alsdann blos durch Unterschiede der Hö-hen bestimmen.

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