Zenith und Zenithdistanz.

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der Radius CM, verlängert, in Z', so'kann man Z das wirk-lich beobachtete Zenith (da es sich auf die Richtung des Blei—loths oder auf die Tangente in M bezieht) und Z’ das geocen-trische Zenith nennen, wie man auch in der That den Win-kel q> die beobachtete und <f die geocentrische Polhohe zunennen pflegt. Da die Astronomen alle ihre Beobachtungen aufden Mittelpunct der Erde C beziehn , so ist es interessant, dieLage des geocentrischen Zeniths Z' für die drei astronomischenHauptebenen, den Horizont, den Aequator und die Ekliptik,zu kennen.

In Beziehung auf den Horizont ist aber die Zenithdistanzdes Punctes Tl gleich Z M Z* oder gleich dem obigen Winkel<p — rp und das Azimuth dieses Punctes Z' ist immer gleichNull, da der Beobachter stets in seinem Meridian steht.

In Beziehung auf den Aequator aber ist des geocentri-schen Zenithes Z' Poldistanz gleich 90° — <p’ und dessen Rect-ascension gleich der Sternzeit des Beobachtungsortes oder gleichder sogenannten Rectascension der Mitte des Himmels.

In Beziehung auf die Ekliptik endlich wollen wir L dieLänge und B die Breite des geocentrischen Zeniths nennen.Um diese beiden Gröfsen L und B zu linden, hat man, wennt die Sternzeit, e die Schiefe der Ekliptik und <p' wieder diegeocentrische Polhöhe oder den Winkel ACM bezeichnet, fol-gende Ausdrücke:

Sin. B Cos. L=Cos. t Cos. <p,

Sin. B Sin. L =Sin. t Cos.ip Cos. e -f* Sin. <p Sin. e,

Cos. B = — Sin. t Cos. qpSin. e -J- Sin. <p Cos. e,

welche Ausdrücke in der Lehre von der Parallaxe von dergröfsten Wichtigkeit sind.

L.