O = (A'—A) (Cos (C—k) + Cos (C'—k))— (A'+A) (Cos (C—k) — Cos (C'—k))

oder endlich

o = (Ä'-—A) Cos —hj Cos

— (A'+A) Sin (^t£_k) Sin

Setzt inan alsoA

J7 = T g X > SO J St

A' — AA' -t- A

l’s (45°-s)

l()l

und setzt man

Tg y — Tg (45° — k) Cotgso ist k = £ (C' + C) — y . . . (3)

Die Gleichung ( i ) oder ( 2 ) gibt die Polhöhe, und ( 3 )'die Voreilung der Uhr.

Mit tp und k kann inan aus einer der drey ersten Gleichun-gen die wahre Höhe h berechnen, und dann ist

h + Refraction

die scheinbare Höhe der Rechnung , die mit der durch den 1CoUimations-Fehler verbesserten- beobachteten Höhe vergli-chen den Theilungs-Fehler des Instrumentes gibt.

Bey der Wahl der Sterne hat man vorzüglich darauf zu se-hen , dal's die Azimute derselben so viel als möglich verschiedensind, oder dafs ihre Vertikalkreise am Zenilh nicht zu kleineWinkel bilden.

I. Eine andere vorzügliche Aullösung dieser Aufgabe ist infolgenden Ausdrücken enthalter.-

Sind wieder A 3‘ Ä" die Uhrzeiten der gemeinschaftlichenHöhe h, und k die Voreilung der Uhr vor Sternzeit, die ichfür alle drey Beobachtungen als constant annehme. (Ist das nichtder Fall, gellt z. B. die Uhr nach mittlerer Zeit, so kann kdie Voreilung der Uhr bey der ersten Beobachtung scyn ,und dann mufs man die Zeiten 3 ä" gehörig verändern, also z. ß.vermindern, wenn die Uhr schneller als Sternzeit geht). Sindferner wieder