Bericht der Hochschule für die Wissenschaft des Judenthums in Berlin · 1903-01-01 · 21.1903 · page 22

- 136 - so ist, wenn wir diesen Winkel mit p, die scheinbare Zenithdistanz ZOj? mit £, CO wiederum mit r und CLl mit a bezeichnen, nach dem bekannten Sinussatze (S. IV Formel 1) sin p — sin (180° — £) — sin? sin n sin c. Nun r a j a ist, wenn wir die wahre Zenithdistanz ZCa mit D benennen, £ - D + p als Ausseuwinkel, mithin sin p - sin n sin (D + p). Nach dieser Bemerkung, in welcher nur wiederholt ist, was wir bereits in der Einleitung (S. 9 Anm. 1) nachgewiesen haben, wollen wir die Wirkung der Höhenparallaxe auf die Länge und Breite der Himmelskörper untersuchen. In nebenstehender Figur 16, welche die westliche Hälfte der über nnserm Gesichtskreise sich wölbenden Himmelskuppel darstellt, sei GT der Horizont, FE ein Stück der Ekliptik, P deren Pol, F der Frühlingspunkt, Z das Zenith, ZC ein Höhenkreis PO u. PO1 je ein Breiteukreis, der Halbkreis GPZET, da er sowohl durch Z als durch P geht, zugleich ein Höhen- und ein Breitenkreis, SC die wahre, und sC die scheinbare Höhe des Sterns S, also Ss p dessen Höhenparallaxe, ZS D seine wahre und Zs D + p seine scheinbare Zenithdistanz, ferner ZE — B die Breite des Zeniths und FE L die Länge desselben, SO b die wahre und sOl RO ß die scheinbare Breite des Sterns, FO — 1 die wahre und FOl X die scheinbare Länge desselben, also SR b — /*, OOl 1 — A, EO L — 1 und EOl L — K Der Kürze wegen bezeichnen wir den Bogen PZ mit A, PS mit a und Ps mit c, Winkel PsZ mit «, SPs mit y und ZPs mit &.