Ml'—lt»

= n',

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das lieifst

n', und

und substituirt man diese Werthe yonm und m' in den fünf Glai*

Man sieht leicht,, dafs r am yortheilhaftesten zu bestimmenist, wenn i. (-6 — ) sehr nahe gleich ar ist, oder wenn bevde

Sterne sehr kleine Chorden beschreiben , denn hier haben Felderder Beobachtung den kleinsten, aber ein Fehler in den voraus-gesetzten Declinationen, der bey wohlbekannten Sternen nicht zufürchten ist, den gröbsten Einiluls , und 2 . wenn (5'— b ) sehr nahegleich r ist, so dals wenn der eine Stern eine sehr kleine Chordebeschreibt, der andere nahe bey dem Mittelpunkt vorbey geht,in welchem Falle Fehler der Declinationen den kleinsten , undFehler der Beobachtungen den gröbsten Einllufs haben.

I. Auch der Durchgang der Sonne , deren Halbmesser Rbekannt, ist, läfst sich sehr bequem zu diesem Zwecke brauchen.Sind nämlich 5 5' die wahren Sonnenzeiten zwischen den äufsernund innern Berührungen der Sonne und des Feldes, so ist

wo 5 die Deelination des Mittelpunkts der Sonne ist.

Differentiirt man den letzten Ausdruck, so findet man

chungen 1., so ist

und wenn so n, n' gefunden ist, so hat man

a

S'-S

Sin (n—n') Sin (n+n') 2 Cos n Cos n‘

I (a' + a) | (a' — a)

2 Cos n Sin n‘

2 Sinn Cosn‘

Cos ä)*_ = (r+R>*d 2 — F 5- = ( C° s 5 )° =(r~R)*

und wenn man aus diesen beyden Gleichungen die Grölse dcliminirt

Cos ö

d 5-^5'd 50

rdR

IT