zu h hinzulegen muss, um die Sternzeit s zu erhalten; dennaus Gleichung (g) findet man, mit Hülfe von (b):

u =.a — k — c sec 6 — n tg 8 -f- n tg </> — i sec <p .... . (i)

welche Formel alsdann vorzüglich anwendbar ist, wenn manviele Beobachtungen angestellt hat, während deren Dauern und i sich nicht verändert haben.

Aus der letzten Gleichung ersieht man, dass ein Fehlerin n und i, auf die Glieder, welche von cj> abhängen, um sogrösseren Einfluss hat, als die Breite < p des Beobachtungs-ortes grösser wird.

An jedem beliebigen Orte der Erdoberfläche hängt diegenaue Zeitbestimmung vorzugsweise von der Genauigkeitder Werthe i, c und n oder a ab. Heut zu Tage verfertigtman jedoch so ausgezeichnete Niveaus, dass es kaum möglichist, einen merklichen Fehler, bei ihrem Gebrauche, in derBestimmung des Werthes i vorauszusetzen; den Collimations-fehler findet man mit genügender Genauigkeit durch Umlegungdes Instrumentes, und die Erfahrung lehrt, dass bei einemgut eingerichteten Instrumente, er während der Dauer einigerWochen beständig bleibt; wenn daher der Beobachter seinInstrument sehr vorsichtig umlegt, so kann man dreist anneh-men, dass während des kurzen Zeitraumes, in welchem mandie Beobachtungen anstellt, der Collimationsfehler unveränder-lich bleibt. Wenn man ferner in beiden Lagen des Instru-mentes beobachtet, so wird ein kleiner Fehler in c, so wieeine nicht genaue Kenntniss der verschiedenen Dicke derZapfen und der Durchbiegung der horizontalen Umdrehungs-Achse, in beiden Lagen des Instrumentes entgegengesetztenEinfluss ausüben; und daher alle diese Fehlerquellen zusam-mengenommen, auf das mittlere Resultat, welches aus ent-gegengesetzt gelegenen Beobachtungen hergeleitet wird, keinemerkliche Wirkung hervorbringen. Hat man dagegen keine