283261VI. Buch, III. Capitel.
30.
Graden und 15.
Minuten die Refraction ein wenig mehr als 2′.
nem-
ſich 2. Minuten, 1. Secunde, und bey der Höhe von 30°. 40′. wird die Re-
fraction 1′. und 59″. ſeyn.
ſich 2. Minuten, 1. Secunde, und bey der Höhe von 30°. 40′. wird die Re-
fraction 1′. und 59″. ſeyn.
So man nun endlich 2′.
und 1″.
von der ſcheinbaren Höhe des Pols,
die 35°. 15′. Minuten groß befunden worden, ſubtrahiret, wird die wahre
Höhe des pols von 35°. 12′. 59″. übrig bleiben, und aus eben dem Grun-
de die wahre Höhe des Aequators ſeyn 54°. 47′. 1″. welche das Comple-
ment von der Polhöhe iſt.
die 35°. 15′. Minuten groß befunden worden, ſubtrahiret, wird die wahre
Höhe des pols von 35°. 12′. 59″. übrig bleiben, und aus eben dem Grun-
de die wahre Höhe des Aequators ſeyn 54°. 47′. 1″. welche das Comple-
ment von der Polhöhe iſt.
Es iſt zu merken, daß die Refraction und die durch dieſe Methode ge-
fundene Höhe deſto richtiger ſeye, je gröſſer die Höhe der Sterne ſeyn wird;
dann obwolen die Differenz der Höhen von jedem Stern 2. Grad groß wä-
re, würde doch ſolches nicht hindern, daß man die Reſraction und die wahre
Höhe des Pols haben könnte, weilen über den 30ten Grad der Höhe die
Differenz von der Refraction zwiſchen ziveenen. Graden nicht geſpühret
wird.
fundene Höhe deſto richtiger ſeye, je gröſſer die Höhe der Sterne ſeyn wird;
dann obwolen die Differenz der Höhen von jedem Stern 2. Grad groß wä-
re, würde doch ſolches nicht hindern, daß man die Reſraction und die wahre
Höhe des Pols haben könnte, weilen über den 30ten Grad der Höhe die
Differenz von der Refraction zwiſchen ziveenen. Graden nicht geſpühret
wird.
Man kann eben dieſes auch mit einem Stern, der auf der Polſeite
beobachtet worden, und mit der Sonne auf der Seite des Aequators be-
werkſtelligen; dann die Refractionen ſind ſowol bey Tag als bey Nacht, wie
Herr de la Hire ſolches zum öfteſten beobachtet, gleich, es wird aber dieſe Ver-
richtung bequemer ſeyn, als diejenige, welche mit zween Sternen geſchehen
müſte, welchen die zu-und abnehmende Mittagshöhe der Sonne der Höhe
des beobachteten Sterns gleich kommen kann.
beobachtet worden, und mit der Sonne auf der Seite des Aequators be-
werkſtelligen; dann die Refractionen ſind ſowol bey Tag als bey Nacht, wie
Herr de la Hire ſolches zum öfteſten beobachtet, gleich, es wird aber dieſe Ver-
richtung bequemer ſeyn, als diejenige, welche mit zween Sternen geſchehen
müſte, welchen die zu-und abnehmende Mittagshöhe der Sonne der Höhe
des beobachteten Sterns gleich kommen kann.
Eine andere Method, wie man die Refractionen beob-
achten ſoll.
achten ſoll.
Man kann auch die Gröſſe der Refraction aus der Beobachtung eines
einigen Sterns, deſſen Mittagshöhe 90. Grad, oder ein wenig kleiner ſeye,
erkennen; dann, indeme die Höhe des Pols oder des Aequators an dem
Ort der Beobachtung durch die Mittagshöhe des Sterns ſchon bekanntiſt,
ſo wird man ſeine wahre Declination innen werden, wenn die Refractionen
nahe bey dem Scheitelpunct nicht merklich ſind.
einigen Sterns, deſſen Mittagshöhe 90. Grad, oder ein wenig kleiner ſeye,
erkennen; dann, indeme die Höhe des Pols oder des Aequators an dem
Ort der Beobachtung durch die Mittagshöhe des Sterns ſchon bekanntiſt,
ſo wird man ſeine wahre Declination innen werden, wenn die Refractionen
nahe bey dem Scheitelpunct nicht merklich ſind.
Wann man ſerner bey jedem Grade der Sternhöhen, die Zeit, welche
durch eine richtige Pendeluhr angedeutet worden, beobachtet, wie auch die
Zeit ſeines Durchgangs durch den Mittagskreiß, den man aus denen glei-
chen Höhen des beſagten Sterns gegen Morgen und gegen Abend wird
wiſſen können, werden wir in einem ſphäriſchen Triangel drey Stücke als
bekannt überkommen, nemlich den Bogen der Weite zwiſchen dem Pol und
Scheitelpunct, das Complement von der Declination des Sterns und
den Winkel, welcher von dieſen Bögen enthalten iſt, nemlich die Differenz
der. Mittelzeit zwiſchen dem Durchgang des Sterns durch den Mittags-
kreis und ſeinem Platz, auf den die Berechnung angeſtellet worden,
durch eine richtige Pendeluhr angedeutet worden, beobachtet, wie auch die
Zeit ſeines Durchgangs durch den Mittagskreiß, den man aus denen glei-
chen Höhen des beſagten Sterns gegen Morgen und gegen Abend wird
wiſſen können, werden wir in einem ſphäriſchen Triangel drey Stücke als
bekannt überkommen, nemlich den Bogen der Weite zwiſchen dem Pol und
Scheitelpunct, das Complement von der Declination des Sterns und
den Winkel, welcher von dieſen Bögen enthalten iſt, nemlich die Differenz
der. Mittelzeit zwiſchen dem Durchgang des Sterns durch den Mittags-
kreis und ſeinem Platz, auf den die Berechnung angeſtellet worden,
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