wenn daher der Zeitraum, zwischen den Beobachtungennicht gar zu gross ist, (z. B. kleiner als eine Halbestunde'so kann man annehmen, dass das arithmetische Mittel derbeobachteten Zeiten dem arithmetischen Mittel der Zenith-distanzen entspricht. Uebrigens ist es weit sicherer jedeeinzelne Beobachtung für sich zu reduciren, weil man als-dann Rcchnungs-, sowohl als grobe Schreibfehler mit Leich-tigkeit entdecken kann.

101. Um aus Zenithdistanz- oder Höhenmessungen, ge-naue Zeitbestimmungen ableiten zu können, muss man fol-gende allgemeine Regeln nie aus dem Auge verlieren.

fsicns Muss man die Beobachtungen symmetrisch undin gleicher Anzahl aut beide Lagen des Instrumentes ver-theilen, indem man auf alles, was in §. §. 77, 78, 79. Seite195—204 gesagt wurde, gehörige Rücksicht nimmt.

2 tcns Ist es sehr vortheilbaft die Beobachtungen aufbeide Seiten des l sten Verticales symmetrisch zu vertheilen,also gleich viele Beobachtungen vor und nach dem Durch-

()« — " (sin (p sin a sin I -f- cos a cos t ) d t oder nach For.sin t

u (O r? n * j i c . ^ ® sin (x lös ö . i i*io. §. b, Seite löl ——cos q. zzzcosq. : folglich

dt sin t sin z

d% z cos ö

— cos <p cos a cos q , welcher Ausdruck für a — 90"

d t 2 sin z

oder — 270 0 in Null übergeht, wenn z nicht == 0 ist.Für solche Sterne, die nicht zugleich in den Meridian und

in den l slc " Vertikal eintreten, wird also der Werth 1 5

dt 2

= 0 werden, sobald a — 90 0 oder 270 0 ist, und alsdannwerden sich auch ihre Zenithdistanzen derZeit proportionaländern, weil in diesem Falle d s — d t, cos cp , die Aenderungder Zenithdistanz bis auf Grössen der dritten Ordnung ge-nau ausdrückt.