Zonenbeobach(iing;eii von He s sei und Arerelander. 123 



Schliisslich wollen wir noch eine Vergleichnng {instellen, die 

 sieh atif die Benützung; derZonen-Beohachtnngen hezioht. Eine H.inpt- 

 anM'endung, und für die Gegenwart wohl die wichtigste, ist die, dass 

 die in ihnen niedergelegten Bestimmungen als Anhaltspunkte dienen für 

 die Festlegung der Orter der Wandelsterne. Die Beohaehtung des Un- 

 terschiedes der Rectascension und Declination zwischen Wandelstern 

 und Fixstern führt zur Kenntniss des Ortes der erstem. Der Unterschied 

 der Rectascension wird am leichtesten, und unmittelbar erhalten durch 

 die Zeit, welche verfliesst, bis das eine Gestirn in den festen Slunden- 

 kreis des andern gelangt. Diese Zeit soll nie bedeutend sein, wenn man 

 nicht andere Vortheile opfern will. Die scheinbare Bewegung wird mit 

 zunehmender Declination langsamer in dem Verhältnisse der Secante 

 der Declination; zwei Sterne z. B. die in gleicher Poldistanz unter dem 

 Äquator 1 Grad des grössten Kreises von einander abstehen, folgen in 

 4 Zeitminuten aufeinander, unter 60" Declination in 8 Min. Hier müsste 

 also die Anzahl der bekannten Sterne doppelt so gross sein, wenn man 

 verlangt, dass sie einander eben so schnell folgen wie unter dem Äquator. 



Schneiden wir jetzt unter verschiedenen Parallelkreisen eine 

 Zone von 1" Breite aus, und denken uns den Flächenraum eines Qua- 

 dratgrades gebildet, so wird dieser oder der Bogen des Parallelkrei- 

 ses die in der 2. Columne in Minuten angeführte Zeit gebrauchen, 



um sich durch einen bestimmten Stundenkreis durchzuschieben. Diese 



4"" 

 ist = — ^. Dividirt man diese Zeiten durch die durchschnittliche 

 cos o 



Anzahl Sterne auf einem Quadratgrade, so erhält man die Zahlen der 

 dritten Columne, oder diejenigen Zeiten, innerhalb der man erwarten 

 kann, dass zwei in den Zonen bestimmte Sterne aufeinander folgen. 



aus B^ 



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