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bare (durch Refraction u. f. corrigirle) Höhe h' des Gestirnssuchen , das Instrument auf diese Höhe stellen, und die ührzeil;der Beobachtung mit dem Anfangs angenommenen Slundcnwin-hel vergleichen, woraus man sofort den Stand der Uhr erhält.Ist z. B. für die Sonne h die wahre Höhe des Mittelpunktes ,h' die scheinbare Höhe des obern Randes, 8 die Abweichungdes Mittelpunktes und cp die Polhöhe, so ist für jeden Stunden-winkel s

Tg a — Cos s Cotg fpSin q

Sin h = 7 ;—- Sin (a —<5)

Cos a ,

h' = (h -f- Halbmesser 0 ) Refr. — Parallaxe,ivo die Refraction iur die wahre Höhe

(h + Halbmesser 0 )

nicht, wde gewöhnlich für die scheinbare Höhe gesucht wird.Berechnet man für seinen Beobachtungsorl in einer Tabelle dieWert he von j

a und log

Sin oCos a

etwa von 5 zu 5 Zeitminuten . durch mehrere Stunden vor undnach der Cuhnination , so wird dadurch die Anwendung dieserMethode sehr abgekürzt.

5 - 6 .

Um sich die Mühe der einzelnen Berechnungen zu erspa-ren, oderauch, wenn man mit Multiplicationskreisen beobach-tet, dividirt man die Summe der beobachteten Zenilhdistanzensowohl, als die der Beobachtungszciten durch die Anzahl derBeobachtungen. Der Quotient der Zenithdistanzen wird lür dieZenithdistanz angesehen, die zu der Zeit gehört, welche demQuotienten der Beobachtungszeiten gleich ist. Allein diels Ver-fahren setzt voraus , dafs sich die Zenilhdistanzen , w ie die Zei-ten , also gleichförmig ändern, was nicht genau richtig ist. Wirwollen daher annehmen, dafs man die zwey Zenilhdistanzenz und z' für die Zeiten t und V aus den Beobachtungen kenne.Man suche die Zeit t", für welche die Zenithdistanz

gehört.

^ Nach dem gewöhnlichen, so eben angezeigten Verfahrenwäre