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lflösung: 
1) und (4); 
Ll°31' 44" 
17°25'9" 
1) und (4); 
53°25'46" 
>°6'43" 
3) und (4); 
18° 0' 54" 
-9° 50'51" 
eise mit 66° 40' 
0' Breite (nach 
: (vgl. den Ab- 
272295t 2 , 
Z" 
Lhr. 
dinaten. 
Astronomie, die 
i der Ort aller 
diesen Grund- 
ch die Richtung 
lcher die Hori- 
> die Horizont- 
inkel gegen den 
Horizont gleich ist dem Komplement der geographischen Breite (90—<p), 
so daß durch diese letztere und die West-Ost-Linie (bezw. die darauf 
senkrechte Mittagslinie s. unten) auch die Lage des Äquators bekannt ist. 
Die Ebene der Ekliptik schneidet die Äquatorebene in der 
Äquinoktiallinie und ist gegen diese Ebene unter einem Winkel ge 
neigt, den man bekanntlich die Schiefe der Ekliptik nennt. Man hat 
also in diesem Falle die Äquinoktiallinie und die Ekliptikschiefe zu 
bestimmen. Die Lage der erstcrn kann als bekannt angesehen werden, 
wenn der Ort des Frühlingspunkts, also etwa der Stundenwinkel 
desselben, d. h. die Sternzeit, gegeben ist. Die Schiefe der Ekliptik 
hingegen findet man, wenn man die zur Zeit der Sommersonnen 
wende stattfindende größte Deklination der Sonne ermittelt. Denn 
dies Maximum der Sonncndeklination ist offenbar gleich der Schiefe. 
Wie die Lage der Mittagslinie durch s. g. korrespondierende 
Sternhöhen (d. h. durch gleiche Höhen diesseits und jenseits des 
Meridians) gefunden wird, darf schon aus den Anfangsgründen der 
allgemeinen Geographie als bekannt vorausgesetzt werden. Außerdem 
vergl. man den spätern Artikel „Mittagsverbesserung". 
Die Ebene des Meridians erstreckt sich durch Zenith und 
Mittagslinie, ist also hierdurch ausreichend Bestimmt. 
Die Stundenlinie endlich ist als Schnittlinie von Äquator- 
und Meridianebenen gegeben. 
Was die Koordinaten betrifft, so sind Höhe und Azimuth mit 
telst der gebräuchlichsten astronomischen Instrumente direkt meßbar, 
und da nach Gleichung (a) pag. 15 auch die Polhöhe des Beobacht 
ungsorts durch dieselben Hilfsmittel gefunden werden kann, so hat 
man im Dreiecke Zenith — Pol — Stern drei Bestimmungsstücke. 
Dasselbe ist mithin gegeben. Auf welche Weise man aber von den 
Horizontkoordinaten zu den Äquator- und Ekliptikkoordinaten über 
geht, ist aus den vorhergehenden Aufgaben ohne Schwierigkeit zu 
ersehen. Nur ein Punkt ist dabei noch näher zu erörtern, wie man 
nämlich zu einer ersten Rektascension gelangt. Offenbar fehlt 
hier das Verbindungsglied vom Dreiecke Zenith — Pol — Stern nach 
dem Dreiecke Weltpol—Ekliptikpol—Stern. Man sieht jedoch leicht 
ein, daß der Übergang möglich wäre, wenn man die Lage des Früh- 
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