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dieser beiden Mittelpunkte C S durch t/, so hat inan in dem 
bei .V rechtwinklichten Dreiecke C N S, die Seite CS — d , 
A r 8 z und Winkel $ C A 7 , welcher die Neigung der 
Linie C S gegen den Aequator bestimmt = d ; folglich ist C N — 
d cos <J, % — d sin d. Im Dreiecke C n A r , welches bei n 
recht winklicht ist, ist der Winkel n C X — a — /?, folglich 
N n =. y — VN sin (a — k) — d cos 6 sin (a — k) und 
C n — x — d cos d cos (a — k ). 
Es sei Oder Ort des Beobachters auf der Erdoberfläche, 
so wird die Verlängerung des Erdhalbmessers C 0 = r, 
die Himmelskugel in einem Punkte Z' treffen, welcher das 
geocentrische Zenith sein wird; P C Z' wird alsdann der 
Meridian des Beobachters sein, welcher senkrecht auf dein 
Aequator steht, und ihn in einer Linie C M durchschneidet, 
die durch einen Punkt des Himmelsäquators geht, dessen 
gerade Aufsteigung, der geraden Aufsteigung des Zeniths, 
oder der Sternzeit s, gleich ist, wobei diese gerade Aufstei 
gung in Graden, deren 15 auf 1 Stunde gehen, ausgedrückt 
ist. Fällt man von 0 aus auf die Ebene Y C X die Senk 
rechte O M , und von ihrem Endpunkte M aus, die Linie 
Mm senkrecht auf CA, so werden die Coordinaten OM = 
£, M m — rj und C m = §, die Lage des Beobachtungs 
ortes O zum Mittelpunkte der Erde bestimmen. Die Dreiecke 
COM und C M m sind bei M und m recht winklicht; 
0 C M ist die geocentrische Breite des Orts = r/, m CM 
ist gleich dem Unterschiede der geraden Aufsteigung des Ze 
niths und dem Ende der Linie C A, oder = s — A;, die 
Seite C O endlich — r, folglich haben wir: 
J — r sin ,11 — r cos r/>' sin (s — k) , £ =r r cos cp' cos (s — k). 
Verlegt man jetzt den Ursprung der Coordinaten von C 
nach dem Punkte 0, und legt durch diesen Punkt, die neuen 
Coordinaten-Achsen 0 A', 0 F, 0 P‘ den früheren C A, 
C Y und C P, parallel, so werden die neuen Coordinaten 
$ A T/ = N' n‘ =r y' und 0 n' — x die Lage des Cen- 
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