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sin n ~ cos cp. stn a; sin m — — tg y .tg n,

wo cj> die Breite des Beobachtungsortes ist, und a das Azi-inuth des grössten Kreises des Instrumentes von Norden nachOsten gezählt, bedeutet.

Bei den Beobachtungen des Mondes, lassen sich, wennsie nicht gar zu weit vom Meridiane angestellt wurden, dieSeitenfäden auf den Mittelfaden (olgendermaassen reduciren:

f.X <L^

Reduction = k — sin z'

cos n cos 8 C. cos [i (t' -f- t) -f- mj'

wo t' und t die Stundenwinkel des Mondes am Mittel undSeitenfaden sind, welche man aus einer astronomischen'Ephemeride und aus den Beobachtungen herleiten kann8 (L ist die wahre Beclination des Mondscentrums, %' diescheinbare und z die wahre Zenithdistanz des Mondscen-trums, oder die für Parallaxe verbesserte Zenithdistanz;

Ad— U i wo ^' e Zunahme der AB des

Mondes, in Zeit-Secunden ausgedrückt, im Laufe von 24Chronometerstunden bedeutet. Die Werthe t', t, z\ z, nund m, braucht man nur nahezu zu kennen. Wenn derMond aber, weit vom Meridiane beobachtet wird und seineBeclination sich rasch ändert, so muss man zur Fädenreductibndie Formel (7) in §. 110. S. 303. B. I. gebrauchen; sind jedoch dieBeobachtungen an allen Fäden gemacht worden, so kannman sich bei der Fädenreduction mit obigem Ausdrucke be-gnügen, Aveil alsdann seine Ungcnauigkeit im mittleren Be-sultate beinahe versclnvinden wird.

Aus dein gefundenen wahrscheinlichen Durchgänge desSternes durch den Mittelfaden, berechnet man ganz genausein entsprechendes Azimuth, durch die Gleichungen: