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— Die Ekliptikcoordinaten. — 
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welchen die Fehlergleichungen 
d b = Co u • d d — Si 1 • d e — Co d • Si u • d a I 
d d — Co u • d b + Si a • d e -f- Co b • Si u • d 1 
d e = Si a • d d — Si 1 • d b -f- Co a • Co d • d u j 
entsprechen b . — Ferner ergeben sich, wenn die Hilfsgrössen m 
und n durch 
Tg m = Ct d • Si a 
bestimmt werden, aus den 1—5 
Si b = Si d • Co (m + e) • Se m 
Si d = Si b • Co (n — e) • Se n 
Tg n = Ct b • Si 1 
Tg 1 = Tg a • Si (m + e) • Cs m 8 
Tg a = Tg 1 • Si (n — e) • Cs n i) 
so dass man leicht von Equator auf Ekliptik, und umgekehrt, trans 
formieren kann, zumal a und 1 notwendig immer demselben Qua 
dranten angehören c . — Anhangsweise ist zu erwähnen, dass der 
je weilen im Breitenkreise des Zenites liegende Punkt der Ekliptik, 
dessen Höhe offenbar deren gleichzeitigen Winkel mit dem Hori 
zonte misst, und dessen in der Ekliptik gezählte Distanz vom 
Horizonte 90° beträgt, unter dem Namen Nonagesimus früher eine 
grosse Rolle spielte und noch jetzt die Lösung einzelner Probleme 
wesentlich erleichtert d . 
äii 195 1 : a. Hipparch gab in seinem Kataloge die Sterne nach Länge 
und Breite, und es wurde diese Übung, welche nach Entdeckung der Prä- 
cession (200) doppelt gerechtfertigt erschien, im all 
gemeinen bis auf die neuere Zeit beibehalten, wenn 
auch einzelne, wie es namentlich um 1230 durch Aboul- 
Hhassan geschah, die Equatorcoordinaten vorzogen: so 
bestimmte zwar Wilhelm IV. für seinen Katalog direkt 
/R und D, setzte dann aber (vgl. Mitth. 45 von 1878) 
diese Coordinateli nachträglich doch in Länge und 
Breite um. Nachdem dann aber Hevel die Equator 
coordinaten begünstigt hatte, wurden diese durch Flam 
steed in allgemeinen Gebrauch eingeführt. — b. Für die Sonne ist b = 0 
und man erhält daher aus den 1—5 für sie speciell 
Co e = Co d • Co u 
Tg a = Co e • Tg 1 = 
Tg d = Tg e • Si a 
Tg u = Tg a • Co 1 
Tg 1 • (1 — Co e) 
Co 1 = Co a • Co d 
Si a = Sil • Co u. 
Si d = Si e • Si 1 
Si u = Co a • Si e 
Aus 11" folgt To- il - 
1 + Co e • Tg 2 1 
und hieraus erhält man durch Differentiation 
d (1 — a) _ (1 — Co e) (1 + Tg* 1) 
Co* (1 — a) (1 + Co e • Tg-1)* 
so dass Tg 2 1 = See ein Maximalwert 
Tg 2 (l — a) = SP 4- ■ Se e 
Si d • Ct u 
(1 — Co e • Tg 2 1) • dl 
14 
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16 
Ir 
entspricht, somit 1850 (e = 23° 27' 30"), als die Länge der Sonne 1 — 46° 14' 7"