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Wenn die Beobachtungen um die untere Cuhninationherum angestellt werden, so muss man t' — 180 0 setzen,und nimmt man dann t — 180 °~T an, so wird T der vonder unteren Culmination abgezählte Stundenwinkel sein;wenn nun £„ die wahre Meridian-Zenithdistanz des Sternesin der unteren Culmination bedeutet, so ist:

Die Werthe % und t oder T kann man, als aus denBeobachtungen, bekannt voraussetzen; berechnet man daher.•**, so erhält man sogleich £ und £, und da 6 bekannt ist, sokann man die Breite cp je nach den Umständen aus einerder Gleichungen (1), (2), (3) und (4) (§. 92. Seite 246.) be-stimmen. Nun enthält der zweite Theil der Gleichung dieUnbekannten </>, £ oder £,; man kann aber y, und folglichauch £ und £, vermittelst der Declination S, immer annähernd,entweder aus einer Landkarte, oder aus den Beobachtungenselbst bestimmen. Im letzteren Falle nimmt man anstatt £die allerkleinste von Strahlenbrechung befreite Zenithdistanzfür die obere Culmination; oder anstatt £, die allergrösstevon Strahlenbrechung befreite beobachtete Zenithdistanz inder unteren Culmination. Uebrigens bringt ein Fehler von1' bis 2' in dein angenommenen Werthe von cp keinen merk-lichen Einiluss auf die Bestimmung von x hervor; solltedennoch die gefundene Breite cp zu sehr von der angenom-menen abweichen, so wird man die Berechnung desWerlhesx wiederholen müssen.

In der Nähe des Meridianes, wenn die Stundenwinkelnicht 40' in Zeit übersteigen, und £ nicht zu klein sollte,

oder sin — =

x cos cp cos d sin 2 } 2 T

, wo x='Q, — x- und £, ras« -f - x.