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Hippopede — Höhe. 
er die Dauer von 365 Tagen 5 Stund. 
55 Min. fand, während sich für das side- 
rische 365 Tage 6 Stund. 10 Min. er 
gaben. Er erkannte ferner die ungleiche 
Länge der Jahreszeiten und suchte sie durch 
die Bewegung der Sonne in einem exzen 
trischen Kreis zu erklären (vgl. Exzentrisch). 
Auch rührt von ihm der Gedanke her, 
die Mondfinsternisse zur Bestimmung der 
Länge zu benutzen. 
Hippopede (griech., »Pferdefessel«, auch 
eine krumme Linie von OO-förmiger Ge 
stalt, in welcher die alten Griechen ihre 
Pferde beim Zureiten laufen ließen, um 
sie gleichmäßig in den Wendungen nach 
links und rechts ;u üben) nennt der grie 
chische Astronom Eudoros eine in seiner 
Theorie der homozentrischen Sphären (s.d.) 
benutzte krumme Linie auf der Kugelfläche, 
deren er sich bedient, um die Stillstände 
und Rückläufe der Planeten und ihre Ab 
weichungen von der Ekliptik zu erklären. 
Höhe eines Sterns ist der zwischen 
dem Stern und dem Horizont gelegene Bo- 
geii eines durch den Stern sowie durch Ze 
nith und Nadir gehenden Kreises der Him 
melskugel, eines sogen. Höhenkreises 
oderVertikalkreises. Vgl.Fig.1, in welcher 
Fig. i. 
Höhenkreis. 
0 denStandpunkt desBeobachters,8P'N 
die(weftliche)Hälfte desHorizonts, N P Z S 
den Meridian, N den Nord- und 8 den 
Südpunkt, P den Pol, also Bogen NP 
oder Winkel NOP die Polhöhe <p, und 
2 das Zenith bedeutet; P'PZ ist hier der 
Höhenkreis und T'T = h die H. des 
Sterns T. Dieselbe wird gemessen durch 
den Winkel P'OP, den die nach dem 
Stern gerichtete Gerade OP mit der hori 
zontalen Ebene einschließt. 
Befindet sich ein Stern unterhalb deö 
Horizonts, so wird seine H. negativ ge 
rechnet. 
1) Die H. eines Sterns ist mit der Zeit 
veränderlich. Sie ist am kleinsten, der 
Stern steht am tiefsten, wenn er auf der 
Nordseite des Pols durch den Meridian 
geht, oder in seiner untern Kulmination. 
Von da wächst sie beständig, bis der Stern 
12 Stunden (Sternzeit) später seine größte 
H. erreicht; dies findet statt, wenn er auf 
der entgegengesetzten Seite des Pols durch 
den Meridian geht, in der obern Kulmi- 
nation. Hierauf nimmt die H. wieder be 
ständig ab, bis sie nach abermals 12 Stun 
den ihren kleinsten Wert erreicht. Diese 
Änderungen sind eine Folge der schein 
baren täglichen Umdrehung des Fixstern- 
himmels um die Weltachse, d. h. der Ro 
tation der Erde um ihre Achse. Doch mag 
gleich hier darauf aufmerksam gemacht 
werden, daß die auf die größre und kleinste 
S I. bezüglichen Bemerkungen in aller 
trenge nur von Sternen gelten, deren 
Deklination sich im Lauf eines Tags nicht 
merklich ändert, also von Fixsternen. 
Die H. eines Sterns hängt nämlich 
zweitens auch von seiner Deklination 8 
ab oder von seiner Poldistanz 90° — 8. 
Diese ist in der Figur durch den Bogen 
PP angegeben, welcher dem Deklinations 
kreis angehört. 
Endlich ist die H. auch noch abhängig 
von der Polhöhe oder geographischen Breite 
(f des Beobachtungsorts. 
2) In dem sphärischen Dreieck PZP ist 
PZ = 90° — <p die Zenithdistanz des 
Pols, PP — 90° — 8 die Poldistanz des 
Sterns P und ZP dessen Zenithdistanz 
oder 90°—fi; endlich ist der bei P vom Me- 
ridian*und Deklinationskreis eingeschlos 
sene Winkel t der Stundenwinkel des 
Sterns. Nach Formel (2) des Artikels 
Trigonometrie ist daher 
oos ZP — cos PP . cos PZ -j- 
sin PP.sin PZ.cos t, 
d. h. sin h = sin q. sin i) + 
cos i .cosò.cost, (1) 
welche Formel zur Berechnung der H. h 
für einen gegebenen Stundenwinkel t oder