Es ist aber x, — % — T, — T - j- t) T, wo i) T dieZahl der Zeitsecunden ist, welche man zu T, — T addirenmuss, um dieses Intervall in Sternzeit zu verwandeln *), wennwir daher den Gang des Chronometers kennen, oder docliwenigstens wissen ob es näher nach Sternzeit oder mittlererZeit geht, so wird d T eine bekannte Grösse sein. Divi-dirt man nun durch a (x, — x), so wird:

*) Beobachtet man die Sonne statt eines Sternes, und bleibtdas Chronometer täglich gegen wahre Sonnenzeit zurück,so wird d T der Anzahl von Secunden gleich sein, welcheman zum Intervall T, — T addiren muss, um es in wahreSonnenzeit zu verwandeln.

103. Wenn man in der Nähe des Meridianes irgendeinen Stern beobachtet, dessen Declination d bedeutend vonder Polhöhe <y> abweicht, oder dessen Meridian-Zenithdistanztp — $ wenigstens nicht kleiner als 20 0 ist, so kann manaus den Höhenänderungen, wenn auch nur etwas roh, denStand des Chronometers sogleich bestimmen, wie er zu vor-läufigen Berechnungen oft genügt. Behalten wir nämlich diefrüheren Bezeichungen bei, und setzen:

, i r > » • l ,* cos V cos d s y

h (15) 2 sin 1" i — «, (f> — 6 = £ *

sm (cp — o)

so finden wir, dass wenn T und T, die Chronometer-Zeitensind, die den wahren Zenithdistanzen % und z„ und dennoch unbekannten in Zeitsecunden ausgedrückten Stunden-winkeln T und x f entsprechen, dass:

£ == « — x, x — a. x 2 ; £ = %, — x n x, — a.x,"\z, — % — a{x,' L — x 2 ) = a (x, — x) ( x, -)- i 1 .