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können, in diesen Falle aber, geben die Gleichungen (2)und (3) §. 92. Seile 246:

9 = 90 0 - h z, — % = 90 « — i H— h).

Mamnuss übrigens beiBreitenbestiininungen, solche Sternevermeiden, welche bei der unteren Culmination eine so kleineHöhe haben, dass man die Strahlenbrechung nicht genaubestimmen kann.

Die Declination des Sternes wird sich zwischen denBeobachtungen der oberen und unteren Culmination verän-dern können, vorzüglich wenn der Zeitraum zwischen denBeobachtungen, mehrere Tage umfasst. Diese Veränderungder Declination lässt sich aber mit der grössten Schärfe be-rechnen, wenn auch die Declination selbst nur genähert be-kannt ist, und folglich wird man alle Beobachtungen immerauf dieselbe Zeit-Epoclic reducircn können. Es ist klar, dasswenn 6 > </>, alsdann eine positive Zunahme in der Decli-nation, eine eben so grosse Zunahme in der Zenithdistanzdes Gestirnes in der oberen Culmination hervorbringt, dage-gen die Zenithdistanz des Gestirnes in der unteren Culmi-nation um eben so viel abnimmt.

2 tons . Wir wollen durch z © die wahre Zenithdistanzdes Centrums der Sonne zur Zeit des Sommer-Solsticiuins,durch Z © aber dieselbe Grösse zur Zeit des Wintersol-sticiums bezeichnen, und es seien S und S' (Fig. 31. Taf. II.)die Oerter des Sonnencentrums in der Sommer- und Win-tersonnenwende, Z das Zenitli, H R der wahre Horizontund E Q der Aequator. Wenn sich die Neigung der Eclip-tiG gegen den Aequator nicht veränderte, und beide Sonnen-wenden sich genau im Mittage ereigneten, so würde manhaben: E S = E S' = Schiefe der Ecliptic = &r, iS Z =: % ©,

S'Z = Z0, fiZrip = Z0 + " 0 und M = ZQ

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