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bringen würden, und haben alsdann durch die Differenziationder Formel cotg A aus 1 . die folgende Relation:

ÜS'äf»j ;

ils'im .;

I

II ;

i

. sin" A , . s cos w sin 2 A r

A — - . (cos t cos ff ig o — sin ff), dt — . 3 o

sin" t sin t cos" ö

, sin" A

sin t

(sin ff tg d + cns ' ff cos i . 3 ff;

oder auch:

j cos ö . cos w. sin t , I sin A ^o A — — cos q. dt — " .öd+ o tf . .. 3 .

—'— sin 2 z tg z

sin z

wo z die wahre Zenithdistanz des Gestirnes, und q der Win-kel ist, welcher zwischen dem Hölienkreise und Declinalions-kreise enthalten ist. Hieraus sieht man im Allgemeinen, dassunter sonst gleichen Umständen, der Fehler in der Bestim-mung des Azimuthes, mit der Abnahme der Zenithdistanzenwächst.

Für solche Sterne die dein Pole des Aequators sehrnahe sind, ist cos ö immer eine sehr kleine Grösse, und wennman die Beobachtungen in Gegenden anstellt, deren Breitenahmhaft von 90 0 verschieden ist, so wird alsdann für dieeben erwähnten Sterne sin A sehr klein in Vergleich zu sinzsein; folglich sehen wir aus der Gleichung (3), dass ein kleinerFehler iin Stundenwinkel und ein kleiner Fehler in der Breitedes Ortes, in solchen Fällen, wenig Einfluss auf die Azimuth-bestiinmung haben wird. Bei der grössten Abweichung einesCircumpolarsternes vom Meridiane, wird der Höhenkreis dentäglichen Parallel des Sternes berühren, und folglich mit demüeclinationskreise einen rechten Winkel bilden; alsdann wirdalso q — 90°, und das Glied welches in (3) vom Fehler desStundenwinkels herrührt, daher verschwinden; die Gliederdagegen, welche von dem Fehler in der Oeclination und in