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Abweichung, astronomische.
höhe der Sonne vergleichen, so mufs inan auf den Mittags-Unterschied zwischen dem Beobachtuiigs - Orte und deinOrte, für dessen Mittag die Abweichung angegeben ist,Rücksicht nehmen; man sucht nämlich aus der während 2 4Stunden statt findenden Aenderung der Abweichung, wieviel diese Aenderung in so viel Minuten, als der Meridian-imtcrschiod beträgt, ausmache.
Wegen der kleinen Aenderungen, die (durch Aberra-tion. etc.) in der Länge und Breite eines Sternes zu berück-sichtigen sind, so wie wegen Aenderung der Schiefe derEkliptik erfordert die Abweichung eine kleine Correction,die durch folgende Formel angegeben wird.
1 . Wenn sich blofs die Länge um dk ändert, so ist für den
Fig. Stern S y , die Aenderung der Länge = — d ). = T' t',13. daher S* s* = - dk Cos. ß, und s y s /y = d8 = dA.
Cos. ß. Sin. T' S' U', weil T' S' U' = s" S's' ist; dieserWinkel ist aber bekannt, da man im sphärischen DreieckP S' II zwei Seiten P II — e und S y II = 9 0 0 — ß, mitdem eingcschlossencn Winkel = 9 0 0 — A kennt.
2. Ist blofs in der Breite eine Aenderung =? St = dß zuFig* berücksichtigen, so ist für den Stern S, d<3 = st = dß.
13. Cos. TSU, wo nämlich Ss mit dem Aequator parallel ist,so wie vorhin S‘ s u mit dem Aequator, S ; mit der Eklip-tik parallel war.
3- Für die Aenderung in der Schiefe der Ekliptik, die da-durch hervorgebracht wird, dafs der Aequator am Him-Fig. mel von A O Q in a O q übergeht, ist d 8 = U v = d e.
14. Sin a, wenn a = OU = gerade Aufsteigung ist. Wennalle drei Gröfsen sich ändern, so ist d 8 aus der Summedieser Formeln zusammengesetzt
Es kann Vorkommen, dafs man die Abweichung einesGestirnes aus seiner Höhe und Azimuth finden soll. DannFig.ist ZS = 90°— Höhe, PZS == 180°— Azimuth,12.ZP = 90° —Polhöhe gegeben, und man findet Cos. PS =Sin. S =
Sin. (fi . Sin. h — Cos. qp. Cos. h. Cos. w, wenn h dieHöhe, (p die Polhöhe, w das Azimuth ist. Für den bei denjetzigen Beobachtungen selten vorkommenden Fall, dafs mandie Abweichung eines Gestirnes aus seinen gemessenen Abstän-