5 - 4 .

Auf dieselbe Weife kann man auch unmittelbar die mittlereZeit der Beobachtung linden. Ist nämlich «, nie zuvor, diescheinbare Rectascension des beobachteten Sterns , und M dieRectascension der mittler n Sonne für den Mittag des Beob-achtungstages (aus den Ephemeriden) beyde auf Zeit

( i5 & = «>' )

gebracht, und hat man, wie oben, den Slundenvvinkel s ge-sucht, so ist die erste genäherte mittlere Zeit der Beobachtung

T = « — M -j- 4

und dieser Ausdruck würde vollkommen richtig seyn, wenndie mittlere Sonne seit dem Millage des Beobachtungstages ihreRectascension nicht geändert hätte, oder wenn während, demMittag und der Beobachtung die mittlere Zeit gleich der Stern-zeit gewesen wäre. Da diefs aber nicht der Fall ist, so muisman die vorhergehende Gröfse T , die in Sternzeit ausgedrücktist, auf mittlere Zeit bringen. Man hat daher die verbessertemittlere Zeit der Beobachtung, nach dem Vorhergehenden,

T — 0.0097304 T

wo T in Stunden und deren Theilen ausgedrückt ist.

Ex. Karsten N i e b u h r beobachtete in Alexandrien , den11. October 1761, um io h 56 / 25 " Uhrzeit die

Zenithdistanz Aldebarans

6i° 27' 3 o"

Der Fehler des Instruments war

— 3 ' o"

die scheinbare Rectascension des Steri

« = 4 h 22/ >6" 35die' scheinbare Declination

8 = 16^ o / 39" 65

Die Polhöhe

cp = 3 i° i'.’J i 3 "

Die Refraction

und

also ist

1 4 4" "2

M = i 3 h 20' 43"926,

H 2