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Breite. 
dius der Meridianellipse mit der großen 
Achse einschließt, A OP = (/>', die geo- 
zentrischeB.oder auch die verbesserte 
Fig. i. 
B. des Orts P. Zwischen beiden besteht 
die Beziehung 
tun cp' = tan (f, 
wobei a itnb b die große und die kleine 
Halbachse der Erde stnb, also ^ nach Li 
sting den Wert 2S7 hss hat. Man sieht, daß 
die geozentrische B. stets kleiner als die 
geographische ist. Am Äquator und ebenso 
am Pol verschwindet der Unterschied zwi 
schen beiden; derselbe erhält aber seinen 
größten Wert in der geographischen B. 
von 4b« 5' 50" (B. von Turin), wo diese 
Differenz 11' 40" beträgt. 
Nachstehende Tabelle gibt eine von 5 zu 
50 fortschreitende Vergleichung der geogra 
phischen B. cp und der geozentrischenB. q‘. 
Breite 
Breite 
geogr. 
geozentrische 
geogr. 
geozentrische 
0° 
0° 
0' 
0,o " 
50« 
49° 
48' 
39,5" 
5 
4 
58 
0,5 
55 
54 
49 
10,3 
10 
9 
56 
4,5 
60 
59 
50 
0,9 
15 
14 
54 
15,7 
65 
64 
51 
9,8 
20 
19 
52 
37,3 
70 
69 
52 
34,9 
25 
24 
51 
12,1 
75 
74 
54 
13,7 
30 
29 
50 
2,9 
80 
79 
56 
3,o 
35 
34 
49 
11,7 
85 
84 
57 
59,7 
40 
39 
48 
40,2 
90 
90 
0 
0 
45 
44 
48 
29,5 
Da die Lage eines Punktes der Erde 
durch die geographische Länge und B. so 
wie durch seine Erhebung über den Mee 
resspiegel gegeben ist, so bildet die Be 
stimmung der geographischen B. 
oder der Polhöhe eine der wichtigsten 
Aufgaben der praktischen Astronomie. Die 
einfachsten der hierzu dienenden Methoden 
sind folgende: 
1) D^an beobachtet die Höhe b eines 
Sterns bei seinem Durchgang durch den 
Meridian, dessen Lage als bekannt voraus 
gesetzt wird. Ist die Deklination 4 des 
Sterns bekannt, und findet die Kulmina 
tion auf der Südseite des Zeniths statt, 
so ist die B. (p — 4 Z- 90° — h; kul 
miniert der Stern aber auf der Nordseite 
des Zeniths, und wurde er in seiner obern 
Kulmination beobachtet, so ist q — 4 — 
(90° — h); wurde er dagegen in seiner 
untern Kulmination beobachtet, so ist y= 
90° + h — 4. Die Nichtigkeit dieser drei 
Formeln ergibt sich aus Fig. 2, in welcher 
Fig- 2. 
Kulminationen der Sterne. 
NPZAS den Meridian am Himmel, N 
den Nordpunkt, P den Nordpol, Z den 
i Zenith, A den Punkt des Äquators, der 
auf dem Pol liegt, 8 den Südpuukt dar 
stellt; es ist demnach Bogen NP = q> die 
Polhöhe gleich der geographischen B. 8A 
— 90° — (f die Aquatorhöhe. Die drei 
obenerwähnten Fälle sind durch die Punkte 
1,1, und T 2 repräsentiert, bereit Kul 
minationshöhen h, beziehentlich 8 T, ^ T^ 
und N T 2 sind. Nun ist 
für T: ST + TP + PN = 180« ober 
h + (90°—4) -f er — 180«, 
für T^SA + AT X + TjN —180« oder 
90«—v + 4 4- h = 180«, 
für T 2 : NT 2 -f- T 2 P — (f oder 
h 4- 90«—4 — q, 
aus welchen Gleichungen sich die drei obi 
gen ergeben. 
Hierbei ist vorausgesetzt, daß die Höhe 
b von der Refraktion befreit ist. Die 
Astronomen des Altertums benutzten zur