8s

Für z .

. . Laplaee . .

letzte Gleichung

20° . .

. . 2l"l

3 1 u \

40

48.6

48.5

ho

100.0

99.8

80-

317.9

3 17.4.

84

506.7

5 o 6.6

85

590.2

590.5

86

702.6

703.0

87

858.8

858-6

1 findet m

an die Theorie dt

■r Refraction enlw:

Fundam.

astronomiae.

g. 6.

Um die Refraction für irgend eine Zenilhdistanz unmittelbaraus Beobachtungen zu bestimmen, liann man, wie oben, diePolhöhe des Beobachtungsortes aus der gröfsten und kleinstenHöhe eines Circumpolarsterns ableiten, indem man die halbeSumme der beobachteten Höhen sucht, welche um die halbeSumme der den zwey Höhen entsprechenden Refractionen zu grofsseyn wird. Geht der Stern in seiner obern Culmination nabedurch das Zenith, so ist seine Refraction nahe Null, während sicin der untern Culmination beträchtlich seyn wird.

Ist H die Summe der gröfsten und kleinsten Höhe eines Circum-Polarsterns , und R die Summe der diesen Höhen entsprechen-den Refractionen, so ist die scheinbare Polhöhe II, und diewahre (XI -—R). Für einen andern, weiter vom Pole abste-henden Stern seyen diese Summen H / und R', so werden wiederdie beydeh Polhöhen \ H' und (H / —IV) seyn, also ist

II' — R' =-. II — R

und da aus den Beobachtungen die Differenz 11 '—-H der schein-baren Polhöhen gegeben ist, so kennt man die Differenz R'—hder Summen der zwey letzten Refractionen über die Summender zw-ey ersten, nämlich

R' —R = IV — II.

Hätte man z. B, beobachtet

Yon dem Polarstern ... gröfste Höhe 5 o° \l\! i8' = hkleinste - - 46 49 45 = h ■