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uomen) als vorläufig gegeben an , so -wird dadurch auch dieUectascension aller übrigen bestimmt, aber alle diese Recla-scensionen werden mit einem gemeinschaftlichen!’ehler, nämliclidem jenes ersten Fundamentalslerns, behaltet seyn , ihre Ascen-sional-Biff ereiizen aber werden , aus den vorhergehendenBeobachtungen am Mittagsrohr, als fehlerfrey vorausgesetzt.Wir wollen diesen gemeinschaftlichen Fehler der Rectascen-sion unsers Sternkatalogs mit d A bezeichnen.

Jeder Tag, an welchem die Sonne und einer oder mehrerejener Sterne am Mittagsrohr beobachtet ist, gibt die Differenzder Rectascension der Sonne und des Sterns, und wenn maildie Uectascension des Sterns aus jenem Cataloge nimmt, dieRec-tascension der Sonne, welche wir « nennen wollen, und diealso ebenfalls mit jenem gemeinschaftlichen Fehler des Catalogsbehaftet seyn wird. Aus dieser Reclascension « und der schein-baren Schiefe e der Ekliptik findet man die Declination &'derSonne durch die Gleichung

Tg <V = Sin « Tg e

oder genauer,nimmt

w r enn man auf die Breite B der Sonne Rücksicht

$

6 ' -j- B

Cos eCos S

wö o' aus der vorhergehenden Gleichung gefunden wird. Istaber 0 die Polhöhe des Beobaclitüngsortes , so findet man ausdem so eben bestimmten ö die wahre Zenithdistanz z der Sonne

Z = Op -ü

Da aber in dein Vorhergehenden« um die Gröfse d A feh-lerhaft ist, und da auch die Polhöhe rp und die Schiefe e tundie Gröfseu d cp, d e fehlerhaft seyn kann, so wird man stattder letzten Gleichung, wie mau leicht findet, eigentlich folgendehaben

z

y — ü ,j y — d

Sin 2 SSin 2 e

— dA

Sin a Sa Tgct

Hat man aber an denselben Tagen auch die Zenithdistanzz‘ der Sonne am Kreise unmittelbar beobachtet, so mufs z = z*seyn, d. h. man hat die Gleichung

o = — ( v —6) — d.p + de,

Sin 2 5Sin 2 e

+ dÄ.

Sin 2 82 Tg a

Man erhält also so viele Bedingungsgleichnngen der letz-ten Foz’m, als man Tage hat, an welchen man die Sonne amKreise und Sonne und Fixsterne am Mittagsrohr. beobachtet hat.behandelt man dann alle diese Gleichungen nach der Methode