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Breite, geographische.
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g. B. von o, wobei zu bemerken, dafs di
rect nur die Zenithdistanz (Z PoZ) von
P gemessen werden kann, so dafs durch
Z Poll' — 90° — z P°Z die g. B. von o
erhalten wird.
Allein der Nordpol wird durch keinen
Stern bezeichnet; der dem Pol nächste
Stern, der Polarstern im Schwanz des
kleinen Bären steht gegenwärtig 11 Grad
vom Nordpol entfernt und beschreibt mit
hin alle 24 Stunden einen Kreis von 3 °
im Durchmesser, wobei er zweimal in
einem jedesmaligen Zeitabstande von 12
Stunden durch den Meridian eines Ortes
geht (zweimal culminirt). Bedeuten s, s'
die beiden Culminationspunkte des Polar
sterns , so sind die Linien oP', os, os'
Fig. 243.
wieder =f= mit denjenigen, welche [aus p
nach denselben Punkten P, s, s’ genom
men werden, und diese Punkte s, s' kön
nen zur Bestimmung der g. B. eines Orts
o benutzt werden; denn es ist
\{Z so7j -f- Z s'oZ) — Z P'oZ
und die g. B. von o ist = 90° — Z P'oZ.
Yon allen Circumpolarsternen eines
Orts ist der Polarstern am geeignetsten
dazu, weil er der höchste ist, und daher
die von jedem beobachteten Winkel ab
zuziehende astronomische Refraction (s. d.)
am geringsten ausfällt.
4. Für Orte, die vom Pol entfernt lie
gen, mufs man sich zur Bestimmung der
g. B. anderer Fixsterne bedienen, die
keine Circumpolarsterne sind, und deren
gröfste Höhe im Augenblick der Culmi-
nation gemessen wird. Die Arbeit wird
dadurch erleichtert, dafs man aus den
Sternverzeichnissen die Culminationszei-
ten jedes ausgezeichneten Fixsterns für
Orte, wo Sternwarten sind, genau kennt,
und dafs daraus auch die für andere
Orte ziemlich genau zu berechnen sind,
so dafs man zu rechter Zeit an die Ar
beit gehen kann. Ferner kennt man aus
den Sternverzeichnissen die Abweichung
jedes Fixsterns. Es sei S ein bekannter
Fixstern in dem Augenblick, wo er für
o culminirt, so mifst man Z ZoS = Z ZcS
die Zenithdistanz von S für <> seino nörd
liche Abweichung (Z Scq) ist in den Ver
zeichnissen gegeben, mithin ist die g. B.
von o = Z ZoS + Z Scq. Ist S' der be
obachtete Fixstern, seine südliche Ab
weichung Z <?cS', seine Zenithdistanz =
Z ZoS’ — Z ZcS', so ist die g. B. von
o= Z ZjoS 1 — ZqcS - In beiden Fällen
mufs die astronomische Refraction (s. d.)
mit Minus in Rechnung gebracht werden.
5. Ist S, S' die Sonne, S ihr Stand
im Sommer, S' im Winter, so kennt man
für jeden einzelnen Tag deren nördliche
oder südliche Abweichung. Man visirt
nach dem oberen und nach dem unteren
Rande, der Unterschied zwischen beiden
oder der scheinbare Sonnendurchmesser
beträgt zu Mittage 31' 58", das Mittel
zwischen beiden giebt die Höhe oder den
Zenithabstand deren Mittelpunkt, je nach
dem man Z AoS oder Z ZoS gemessen
hat; je nach der Höhe der Sonne über
dem Horizont mufs die Refraction sub-
trahirt werden. Hier aber ist Z ZoS
nicht = Z ZcS, d. h. z °^ c ist nicht
= Null, weil die Sonne S nicht co fern,
sondern etwa 21 Millionen Meilen also in
einem mefsbaren Abstande von der Erde
entfernt und ZoSc, die Höhenparall-
axe der Sonne beträgt 8,6", welche von
Z ZoS abgezogen werden müssen, um
Z ZcS zu erhalten; hierzu die bekannte
nördliche Abweichung Scq addirt giebt
die g. B. von o. Wird ein Mittagsstand
S' der Sonne im Winter gewählt, so ist
Z ZoS' — [Z oS'c = 8,6”] — Abweichung
qcS' = g. B. von o.
6. Man findet die g. B. eines Orts durch
Zeichnung, wenn man die Dauer des läng
sten Tages daselbst weifs. Man beschreibe
um den Punkt o, welcher die Erde und
den Ort darauf vorstellen soll, einen be
liebigen Kreis als Meridian an der Him
melskugel, theile diesen in Quadranten;
Pp sei die Axe, Qq der Aequator. Zeichne
Z EOQ = der Schiefe der Ekliptik, ziehe
den Wendekreis Ee Qq und beschreibe
über Ee den Halbkreis. Ist nun die Zeit
des längsten Tages in 0 = h (z. B. 16)
Stunden, so nimm Bogen EDn=^g
X EDe oder Z ECn = • 180°
fälle das Loth nm auf Ee, ziehe Oo durch
m, so ist Z DOo die g. B. von 0.
