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Sey ©', ©", O ia die Zwischenzeit zwischen der ersten undletzten, zweytcn und vorletzten, dritten und vorvorletzten Be-obachtung u. I., und T die Summe aller Beobachtungszeiten,Z die Summe aller Zenilhdistanzen, und endlich an die Anzahlder Beobachtungen. Man suche

A = l (0*-j-« ®" 2 -f- ©"' = +) Sin 1 "so ist die Zeit t , zu welcher die Zenithdistanz ~ gehört, gleich

M

T

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211 1 411Vergl. Berl. Jalirb. i 8i 8. p. xa3

. UV)

Die Gröfse A kann man sehr bequem aus einer Tafel neh-men, die mit dem Argumente © die Gröfse

9 , Sin 3 £ (-)Sin i"

= i © 2 Sin i"

gibt. Tor der Culmination oder auf der Ostseile des Meridiansist der zweyte Theil der Gleichung IV. negativ. Da ferner

Sin oi =

Sin p Sin sSin z

wenn w das Azimut, so ist auch

M — Cotg co (Gos — Sin Cos m Cotg z)

Damit also M oder die CorrectionM A

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nicht zu grofs werde , wird man « sehr nahe an qo’ oder ayo”nehmen, ein Vortheil dieser Methode, weil Beobachtungen inder Nähe des ersten Vertikalkreises, wie wir bald sehen wer-den, überhaupt, zur Zeitbestimmung am besten sind.

1. Endlich läfst sich noch auf eine für die Ausübung beque-mere Weise der Stand der Uhr aus den zw r ey Uhrzeilen bestim-men, in welchen zwey bekannte Sterne eine obwohl unbe-kannte Höhe erreichen.

Ist, a 5 die Bectascension und Declination des in der täglichenBewegung vorangehenden Sterns , a'S' dasselbe für den folgenden ,r der vom Frühlingspiinkte in der Zwischenzeit beschriebene

Bogen oder die in Grade verwandelte Slernzeil der Zwischen-zeit der Beobachtungen , und 0 der Winkel beyder Stunden-kreise , in welchen die Sterne beobachtet wurden, so ist, wennder Stern im östlichem Stundenkrcisc zuerst beobachtet wor-den ist,