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in der zweiten Lage des Instrumente^ sowold im Ostenals im Westen beobachtet. Je näher die beiden beobachtetenSterne dem Zenilhc gelegen sind, desto genauer wird dasEndresultat sein.

Aus §. 126. Seite 353. erhellt es, dass bei Vernachlässi-gung des Collimationsfehlers C, wir in der Bestimmung des

C

Stundenwinkels t einen Fehler _ 3 t — — begehen

sin ( ji sin z

werden, aber aus der Gleichung d y = d t sin y tg z sehenwir, dass der dadurch hervorgebrachte Fehler in der Breite,

c sin (/)

nämlich d cn ~ Csec z sein wird. Wenn wir daher

sin d

einen Stern im Osten und Westen beobachten, ohne das In-strument umzulegen, aber den Collimationsfehler und die Nei-gung der horizontalen Umdrehungs- Achse ./' und ,/", bei derHerleitung der Breite vernachlässigen, und die so hergelei-tete Breite <p' nennen; wenn ferner die Uindrehungs-Achseumgelegt wird, und cp" die ähnlich abgeleitete Breite aus denBeobachtungen eines zweiten Sternes im Osten und Westen,in der 2 1( '" Lage der Achse bezeichnet, für welchen die Ni-veau-Ablesungen in Secunden ausgedrückt waren; sohaben wir zur Bestimmung der wahren Breite des Ortes == y,die folgenden beiden Gleichungen:

<P=(p' + 2 (J'+J")-j-C.secz'j <p—<p"-{-b (./',+•/''/) — C.seez"

wo z' und z" die Zenithdistanzen des ersten und zweitenSternes im ersten Vcrticale bezeichnen. Nimmt man nunder Kürze wegen an, dass:

9 ' + b (./' + J"j =xp', f" -f b (J'> +so erhalten wir:

ip" —' ip' = C'{sec z' -f- sec z"),