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eines Gestirns/ we»n die Rectasccnsion und Declination desselbenund die Schiefe der Ekliptik bekannt sind. Denkt man sich einenStern im Zenirhe des Beobachters/ so wird die Declination des-selben gleich derPolhohe, und die Rectasccnsion gleich der Sternzeitder Beobachtung (pag. 24 ) sctjii/ diese Zeit auf Grade (i5 0 = i 1 ')gebracht. Setzt man daher in den vorhergehenden Ausdrücken 5 = 9 ,und a=i5. Sternzeit / so erhält man die Länge X und Breiteß des Zeniths/ Ausdrücke / auf welche wir später wieder zurück-kommen werde».

Ganz eben so hat man

tg n = Cotgß SinX

Sin (n — »)

Cossn — w)

Sin $ — Sinß ---

Cosn

wodurch man die Rectasccnsion und Declination findet/ wenn dieLänge und Breite bekannt ist. Diese nützlichen Ausdrücke/ von wel-chen die Astronomen beynahe einen täglichen Gebrauch machen /werden für die Sonne/ für welche ß = o ist/ weil sie sich immerin der Ebene der Ekliptik bewegt/ in folgende einfachere über-gehen

tg «

tg X — -- tg a — Cos» tgX

C.OSji

SinJ = Sin» Sinx tg ä — tg » SinaCosx — Cosa CosJ.

Viertes Capitel.

Gr 0 fic und Gestalt der Erde.

Ehe wir unsern Wohnort verlassen, und uns zu den Kör-pern des Himmels erheben, wollen wir sehen, was uns dieBeobachtungen über die Gestalt und Größe der Erde gelehrthaben. Wir haben bereits oben bemerkt, daß sie nahe dieForm einer Kugel habe. Von dem Augenblicke an, wo der