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•wenn die Ungleichheit der Intervalle nur klein ist, immer nahe audem mittlern Faden seyn wird. Es ist aber bequemer, alle Seiten-beobachtungen auf den wahren mittlern Faden auf folgende Artzu reduziren.

d

Es sey für drey Fäden und einen Stern , dessen Declinalionist ,

f 3 t

die Zeit der Beobachtung an dem ersten , dem mittlern, und demletzten Faden, und 0 daslntervall zwischen dem ersten undzweyten,a aber das Intervall zwischen dem zweyten und dritten Faden,beyde im Acquator oder für einen Stern genommen, dessenUeclination Null ist, so hat man (nach §. 6)

tu = (3 •—r) Cos d

a = (t — 5) Cos d

Auf diese Art wdrdman die Gröfse 0 und a durch eine grol'seAnzahl von Sternen, besonders solcher. die dem Pole desAeqiici-tors sehr nahe stehen, mit der gröfsten Schärfe bestimmen.

Kennt man so « und a für den Aequator, so sind diese Inter-valle für jeden Stern, dessen Ueclination b ist,

c^d und c^Td

Sind daher wieder r 3 t die drey Beobachtungszeitenfür denletzten Stern , so wäre, wenn die Intervalle gleich sind, die verbes-serte Beobachtung des mittlern Fadens

T ■=

T *-t- ^ -f- t

_ -

Sind sie aber ungleich, so geben diese drey Fäden nach derOrdnung folgende reduzirte Beobachtungen am mittleren Faden

r + C3TS3

a

* Cos S

und daher das Mittel aller

T + , « — a _ , f , , a ■— a

3 3 Cos d 3 Cos d

Dies läfst sich leicht auf mehrere Fäden fortselzen. Sindz. B. für fünf Fäden die äufsersten Intervalle cd und a / , wo cd amnächsten all cc und a' an a liegt, so ist die Correction, die man au dem