315

15 i drückt die Neigung dieser Achse gegen den Horizontaus.

Drückt man m und n in der Formel c , durch a und iaus, so ist:

m — i cost ( j, — a sin <pa = s-\-c. s ec ö + i- cos (ö — ip) sec <5 -f- a. sin d — </>} secö . .(d).

Die letzte Formel rührt von Tobias Mayer her; diedie Formel je) dagegen, welche jetzt allgemein gebrauchtwird, wurde zuerst von Bessel entwickelt.

Die oben angeführte Formel bezieht sich auf die obereCulmination, oder auf denjenigen Fall, wenn der Stern durchden Meridian über dem Pole des Aequators durchgeht; dieCircumpolar-Sterne kann man aber auch noch in ihrer un-teren Culmination durch den Meridian beobachten, wenn dieSternzeit = «12 Stunden ist; alsdann aber ist die schein-bare Bewegung der Sterne entgegengesetzt; d. h. vonWesten nach Osten, und sie erreichen daher in diesem Falleden grössten Kreis des Instrumentes, welcher östlich vomPole des Aequators abstellt, später als den Meridian selbst.Da der erwähnte kleine Kreis, der dem Mittelfaden ent-spricht, alier auch östlich vom grössten Kreise des Instru-mentes absteht, so erreichen die Sterne diesen kleinen Kreisnoch später als den grössten Kreis, und weil m sich nichtändert, da es nicht von der Lage des Sternes abhängt, sohat man also für die untere Culmination:

a + 12 /l — s — c sec d — ntg ö -f m (e)

oder wenn man %, ~ 180 0 — <5 — q, setzt, so ist;

« -j- 12 /l = s — c sec ö — i cos %, sec d — a sin z, sec ö . ■ . (/)