Bericht der Hochschule für die Wissenschaft des Judenthums in Berlin · 1903-01-01 · 21.1903 · page 73

\. E 187 So ist in nebenstehender Fig. 13, die uns längst vertraut ist, SR die Abeudweite der Sonne S, DA die des Sternes D und L*T die des scheinbaren Moudortes IA Da die Abweichung SC kleiner ist als DP und diese kleiner als L*P, so ist auch der Bogen SR kleiner alsDA und dieser wieder kleiner als L'T. Die Abend weite stellt^ demnach in einem graden Verhältnis zur Deklination. Bezeichnen wir diese (SC im rechtwinkeligen Kugeldreieck SCR) mit d, jene (SR daselbst) mit w und die Pohlhohe mit </>, die Aeqatorhöhe also (Winkel SRC ebend.) mit 90° — '/>, so ist cos <P (Formel 12 S. IV). Je kleiner nun <y-, desto grösser cos </", desto kleiner wieder sin w; folglich steht die Abend weite auch zur Pohlhöhe in einem graden Verhältnis. Am Aequator, wo 'P 0 und cos (f — 1 ist, hat die Abendweite stets den Werth der Abweichung; an allen anderen Orten, ist diese kleiner als jene, welche mit zunehmender geographischer Breite entsprechend wächst. Ist die Deklination nicht bekannt, so berechnet man sie aus der Länge (1) una< der Breite (b) des Sterns mittels der in unserer Einleitung (S. 17) bereits entwickelten Formel: sin d sin b cos f f* cos b sin 1 sin .*, in welcher f die Schiefe der Ekliptik bezeichnet. Befindet sich der Himmelskörper in der Ekliptik selbst, so dass sin b 0 und cos b 1 ist, so reduziert sich diese Formel auf den Ausdruck: sin d sin 1 sin *. Führen wir beide Rechnungen für Längen von 10* zu 10° L