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weder den Beobachtungspunkt auf der Erdoberfläche zu be- die VVi 
stimmen, oder die Zeit, zur Hegulirung der Uhren zu messen, 
oder auch das Azimuth zu finden, welches die Richtung 
irgend einer Linie auf der Erde zeigen muss. 
Diese Bestimmungen bilden den Gegenstand dieses Buchs, folglicl 
und wir bemerken vorläufig, dass die meisten der hierher 
gehörigen Fragen, durch die Betrachtung des sphärischen — sin. 
Dreieckes aufgelöst werden können, welches vom Pol des —sin 
Aequators P, vom Zenith Z und vom Gestirn E (Fig. 1.) 
gebildet wird. Es ist also zweckmässig hier die bekannten sin 
Formeln mitzutheilen, welche das Verhalten der einzelnen s ^ n 
Theile dieses Dreiecks zu einander ausdrücken; zugleich cos \ (« 
wollen wir auch um unnöthige Wiederholungen zu vermei- sin ^ (< 
den, die Bezeichnungen erwähnen, welche wir in Zukunft 
beibehalten wollen. 
Die Seite P Z ist die Ergänzung der Polhöhe; die Seite 
P E die Ergänzung der Abweichung; und die Seite E Z 
die Ergänzung der Höhe des Gestirns zu 90 °; E Z ist also Sonne, 
die Zenithdistanz des Gestirns. Bezeichnet man nun die schied) 
Polhöhe oder die geographische Breite des Orts durch <p, die Jahrbü 
Abweichung des Gestirns durch $; seine Zenithdistanz durch % i s ' c ^ di 
seine Höhe durch A, den Stundenwinkel des Gestirns durch zeichm 
von der oberen Culinination von Süden durch Westen bis unmitte 
360° gezählt; das von Norden nach Osten bis 360° gezählte Carlini 
Azimuth durch A; das von Süden nach Westen, nach der Monde 
Richtung der täglichen Bewegung der Sterne, gezählte hoffen, 
Azimuth durch a , und setzt man endlich den Winkel PEZ Hansei 
welcher in dem Dreiecke von den beiden Seiten P E und werdei 
E Z gebildet wird und parallactischer Winkel heisst, gleich 
q (der aber stets kleiner als 180 0 angenommen werden soll) mental- 
so erhält man in dem sphärischen Dreiecke P E Z : res im 
Jahrb 
die Seiten *.PZ — 90° — <p ; P E— 90°— tf; EZ=zz—U0 0 — A; l)ie Po 
Sternv