Gehler, J. S. T.
Physicalisches Wörterbuch


Abweichung, astronomische oder Declination der Gestirne
Abweichung, astronomische oder Declination der Gestirne, Declinatio, Declinaison.

heißt in der Sternkunde der Abstand der Gestirne vom Aeguator, durch den Bogen eines größten Kreises gemessen. Wenn Taf. I. Fig. 5. durch den Stern S und die beyden Weltpole P und p ein größter Kreis PSDp geführt wird, welcher auf dem Aequator AQ senkrecht stehet, weil er durch dessen Pole geht,so heist dieser Kreis des Gestirns Abweichungskreis oder Declinationscirkel. Der zwischen dem Gestirne S und dem Punkte des Aequators D enthaltene Bogen dieses Kreises SD ist des Gestirns Abweichung.

Wenn das Gestirn zwischen dem Aequator und dem Nordpole P steht, so heist seine Abweichung SD nördlich (borealis), südlich (australis) hingegen, wenn sich das Gestirn zwischen dem Aequator und dem Südpole befindet. In den Formeln kan man die nördlichen Abweichungen positiv, die südlichen negativ, setzen. Die Abweichung eines im Aequator selbst stehenden Gestirns ist =0; eines im Pole stehenden Abweichung wäre =90°. Auch erhellet, daß keine Abweichung über 90° betragen könne.

Durch die Abweichung SD und die gerade Aufsteigung D (s. Aufsteigung) wird die Stelle eines Gestirns am Himmel bestimmt, und von den Stellen aller übrigen Gestirne unterschieden. Es ist daher für den Sternkundigen eine sehr wichtige Arbeit, die Abweichungen der Gestirne durch Beobachtungen zu erforschen.

Man findet aber die Abweichungen der Gestirne sehr leicht durch Beobachtungen ihrer Mittagshöhen. In dem Augenblicke, in welchem ein Gestirn durch den Mittagskreis geht, coincidirt sein Abweichungskreis mit dem Mittagskreise, als welcher allezeit durch die Weltpole, und in diesem Augenblicke auch durch das Gestirn geht. Mithin ist die Abweichung dem zwischen dem Gestirne und dem Aequator enthaltenen Bogen des Mittagskreises gleich, welcher in diesem Augenblicke den Unterschied zwischen der Höhe des Gestirns und der Höhe des Aequators im Mittagskreise ausmacht. Ist nun die leztere für den Ort der Beobachtung bekannt (s. Aequatorhöhe), so läst sie, von der Mittagshöhe des Gestirns abgezogen, die Abweichung desselben übrig z. B. Mittagshöhe der Sonne zu Paris d.21 Jun.173864°38′10″(Cassini Elem. de l'Aequatorhöhe von Paris41950Astr. L. II.ch.4)Abweichung der Sonne232820nördlich.

Ist die Mittagshöhe des Gestirns kleiner, als die Aequatorhöhe, so bleibt eine negative oder südliche Abweichung übrig.

Die Astronomen haben durch häufige Beobachtungen der Mittagshöhen die Abweichungen der meisten Fixsterne gefunden, und in die Fixsternverzeichniße (Catalogos fixarum) eingetragen. Aus den geraden Aufsteigungen und Abweichungen der Sterne lassen sich ihre Längen und Breiten berechnen; und diese von Tycho de Brahe mehr in Gang gebrachte Methode ist leichter und sichrer, als ein gewisses Verfahren der Alten, welche die Längen und Breiten unmittelbar durch Beobachtungen suchten. Tycho hat zu Bestimmung der Mittagshöhen den in der Mittagsfläche befestigten Quadranten (Mauerquadrant, quadran's Tychonicus) eingeführt.

Die Abweichung der Sonne ist in unsern Ländern im Frühling und Sommer nördlich, im Herbst und Winter südlich. An den Tagen der Nachtgleichen (den 21 März u. 21 Sept.) ist sie =0, an den Tagen der Sonnenwenden (den 21 Jun. u. 21 Dec.) hingegen am größten, und der Schiefe der Ekliptik gleich, d. i. jetzt 23° 28′ 8″ s. Schiefe der Ekliptik. Man berechnet die Abweichung der Sonne für jeden Tag im Jahre aus der Schiefe der Ekliptik und dem Orte oder der Länge der Sonne, durch die Formel sin. Abweich.=sin. Schiefe der Ekl.Xsin. Länge der Dadurch lassen sich. Tafeln berechnen, in welchen man die Abweichung der Sonne für jeden Punkt ihrer Bahn durch Aufschlagen finden kan, dergleichen die berliner Sammlung astronomischer Tafeln (B. 1. S. 274. Taf. XXI.) unter dem Titel: Die Abweichung der Sonne für die Schiefe der Ecliptik 32° 28′ 15″ nebst Verbesserung für eine Minute Veränderung dieser Schiefe, liefert.