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in welchem ihre Höhe gemessen wurde, ist gleich dem Complemente der gemessenen Höhe 90⁰— h. Aus diesen drei Seiten ergiebt sich der Stundenwinkel: c0s ZIS.= cos PZz. cos PS.+ sin PZ. sin PS. cοε ZPS. sin h= Sin q. sin+ cos ꝙf. cs οs t sin h— sin ꝙ. sin d cos ꝙ.(08 d d dtſee V sin 7S.— PS. † PZ7.) sin(28.+ PS. PBZ) sin PS. sin PZ. oder wenn man, mit gehöriger Berücksichtigung des Zeichens von d, 90— ˖‧= 5

und s= ¾(++† h) setzt

c08 t= und genauer

cos s. Sin(s—. h)* Si Gcos ꝙ—.) Ist statt der Sonne die Höhe eines Fixsternes, dessen Rectascension und Declination bekannt sind, beobachtet worden, so wird die ganz nach derselben Formel durchzu- führende Berechnung seines Stundenwinkels noch einfacher, indem weder für Parallaxe

sin 1 t=

noch für Halbmesser und Veränderung der Declination irgend welche Verbesserungen anzubringen sind. Nur die Refraction muss in die Rechnung gezogen werdon. Der

*) Hat man daher die Höhe eines Sonnenrandes gemessen und die Zeit so wie den Höhenwinkel notiert, so muss dieser, da die Angaben der Ephemeriden sich alle auf den Mittelpunct der Erde beziehen, durch Hinzufügung der Parallaxe auf unsern Horizont reduciert werden. Alsdann muss die Wirkung der Refraction, welche alle Weltkörper höher erscheinen lässt, als sie in Wirklichkeit stehen, mit in Rechnung gebracht und der nach der gemessenen Höhe aus irgend einer Refractionstabelle entnommene Werth derselben, der wenn die Rechnung mit grösster Schärfe durchgeführt werden soll, noch nach dem Stand des Barometers und Thermometers zu berichtigen ist, von der Sonnenhöhe abgezogen werden. Zuletzt muss noch, je nachdem die Höhe des obern oder untern Sonnenrandes gemessen wurde, durch Addition oder Subtraction des Radius der Sonne, die ganze Beobachtung auf den Mittelpunct der Sonne, dessen Positionen allein in den Ephemeriden gegeben sind, und der sich unmittelbar nicht beobachten lässt, zurück geführt werden. Bei der Bestimmung der Declination der Sonne für den Augenblick der Beobachtung muss der Zeitunterschied zwischen dem Beobachtungsorte und der Sternwarte, für welche die benutzte Ephemeride berechnet ist, gehörig berücksichtigt werden. Es ist daher an allen von dieser Sternwarte westlich gelegenen Orten die Declination der Sonne für die Zeit zu berechnen, die der Zeit der Beobachtung plus der Meridiandifferenz der beiden Orte gleich ist, so wie an allen oestlich davon gelegenen Orten diese Meridiandifferenz von der Zeit der Beobachtung abgezogen werden muss. Der auf diese Weise gefundene Stundenwinkel der Sonne wird nun schliesslich durch einfache Division mit 15 in Zeit verwandelt(weil 15⁰ des Aequators einer Stunde, 15 Minuten 1 Zeitminute u. s. w. entsprechen) und die so erhaltene wahre Sonnenzeit, je nachdem die Beobachtung des Vor- oder Nachmittags gemacht wurde, von 12 Uhr(dem wahren Mittag) abgezogen oder dazugesetzt. Soll diese Zeit mit einer nach mittlerer Zeit gehenden Uhr verglichen werden, so ist der ebenfalls für den Moment der Beobachtung und den Beobachtungsort zu berechnende Werth der Zeitgleichung mit dem gehörigen Zeichen dazu zu fügen.