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an nach, der Richtung der jährlichen Bewegung der Sonne
bis auf 360° in einem fort gezählt wird.
Eben so heißt
Ag die gerade Aufsteigung, sq die Abweichung eines Sterns,
und beyde zusammen bestimmen des Sterns Lage eben so
in Beziehung auf den Aequator, wie Azimuth und Höhe in
Beziehung auf den Horizont.
Zur Zeit der Tag und Nachtgleichen ist also die Abweichung ¬
der Sonne = 0, und ihre Mittagshöhe wird den
Winkel AOM (Fig. 1.) messen, welchen der Aequator 46
mit dem Horizont macht, und die Höhe des Aequators
heißt. Diese ist dem Complement der Polhöhe gleich, weil
NOP+ AOP+AOM = 180° und AOP- 90° ist; mithin
durch die Polhöhe gegeben. Die Abweichung eines Sterns
ist also auch dem Unterschied der Aequatorshöhe und der
Mittagshöhe des Sterns gleich, und nördlich oder südlich,
je nachdem letztere größer oder kleiner ist als die erstere.
§. 30. Um nun die jährliche scheinbare Bahn der
Sonne genauer zu bestimmen, beobachte man öfters die Höhe ¬
ihres Mittelpunkts, indem man die halbe Summe der
um die Stralenbrechung verminderten Höhen ihres oberen
und unteren Randes nimmt, oder die beobachtete Höhe
um ihren scheinbaren Halbmesser vermindert oder vermehrt,
je nachdem man den oberen oder unteren Rand der Sonne
genommen hat. (Sollte bey ferneren Beobachtungen die
Parallaxe der Sonne merklich werden; so muß man auch
diese in Rechnung bringen.) Zu gleicher Zeit beobachte man
die Durchgangszeiten ihres Mittelpunkts und eines Sterns
s (Fig. 10.) durch den Meridian. Aus den Mittagshöhen
ergeben sich die Abweichungen bd, b du. s. w. der Sonne
nach dem vorhergehenden §. und aus den Zwischenzeiten zwischen ¬
den Durchgängen des Sterns und der Sonne durch
den Meridian findet man die Unterschiede bg, bqu. s. w.
der geraden Aufsteigungen des Sterns und der Sonne für
den Augenblick einer jeden dieser Beobachtungen. Denn
wegen der gleichförmigen Umdrehung der Himmelskugel
(§. 26.) verhält sich die tägliche Umlaufszeit des Sterns
zur Zwischenzeit zwischen den Durchgängen des Sterns und
