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sinX — p sin 7,, sin H, dann ergiebt sich:
sin ty, — — .sin(|>„, wobei zu bemerken ist,
daß der Gebrauch desselben Hilfswinkels auch bei Berechnung der
Gleichungen (Ha), (IIß) u. s. f. von Vorteil ist.
3. Rechnungsbeispiele.
a. Berechnung der wahren Zenithdistanz aus der beobachteten ^scheinbaren).
Gegeben: Zeit der Beobachtung — 22 h 2S m am 2. Febr. 1873
Geogr. Breite des Beobachtungsorts — 16°49' — <p
scheinbare (bereits auf das geocentr. Zenith bezogene) Zenith
distanz Z des Monds = 34° 56'20"
Äquatorial-Horizontalparallaxe des Monds — 57' 55",4 — H,
Gesucht: wahre (geocentr.) Zenithdistanz z des Monds.
Nach Tafel VIII. des Berl. naut. Jahrbuchs hat man zunächst:
Horizontalparallaxe des Monds am Beobachtungsorte
= 57'54",4 = 3474",4 = II,
Ferner aus der oben entwickelten Gleichung:
p — E,.sinZ
logn, = log 3474",4 = 3,54088
log sin Z = log sin 34° 5 6'20" = 9,75793
logp = log(Z — z) — 3,29881
Z — z = 1989",8 = 3 3'9",8
Gesuchte wahre Zenithdistanz z -- 34°56' 20"— 33'9",8 - 34«23'10".
t> Beziehungen zwischen scheinbarer und wahrer Deklination, scheinbarem
und wahrem Stundenwinkel.
In diesem Falle ist (s. Fig.
0, — Mittelpunkt der Erde
0„ — Beobachtungsort
0,0„ = p = Erdradius
8„ — Weltpol
8, — Stern
— wahrer Poldistanz-90°-cl
— scheinb.Poldistanz-90°-ck,
15):
7, — wahrer Zenithdistanz - z
7„ — scheinb. Zenithdistanz ^ 7
F, — T„ — Zenithdistanz des
Weltpols - 90°—<p,, wo
<p, die geocentrische (also
nicht die geogr.) Breite
bedeutet.