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Um endlich den Eiufluss eines etwaij;'en Fehlers im Uhrstande auf das Resultat zu cliniiniren, wurden bei 

 dem Polarsterne die Reihen der Beobachtungen, wenn es die Verhältnisse möglieh machten, an diametralen 

 Stellen seiner Bahn vorgenommen, bei jS Ursae minoris und den .Südsternen hingegen wurden die Beobachtun- 

 gcn auf beide Seiten des Mcridianes möglichst gleichmässig vertheilt und überdies kleine Stundenwinkel ein- 

 gehalten. 



Bei dem Polarsterne war die Zahl der Einstellungen in jeder Kreislage 5, bei den übrigen Sternen 

 zwischen G und 12. Die grössere Zahl der Einstellungen in Jeder Kreislage könnte die Befürchtung der 

 Änderung des Zenithpunktes wiiiirend einer langen Reihe wach rufen; allein die Reduction der Beobachtungen 

 hat gezeigt, dass solch' eine Änderung nicht stattgefunden hat. 



Die meteorologischen Instrumente, nämlich Barometer und Thermometer wurden vor und nach der 

 Beobachtung eines jeden Satzes, das Thermometer für die Lufttemperatur wurde überdies oft auch in der 

 Mitte der Beobachtungsreihe, bei dem Wechsel der Kreislage, al)gelesen. 



Es mag hier noch angeführt werden, dass während der Epoche für die sämmtlichen Beobachtungen der 

 Werth einer Umdrehung der Mikrometerschraube der Mikroskope wiederholt bestinuut worden ist, und zwar 

 auf die bekannte Weise, da.ss mit der Schraube eines jeden Mikroskope« eine grössere Anzahl über die 

 Peripherie des Kreises gleichmässig vertheilter Intervalle von fünf Minuten gemessen worden sind; aus dem 

 Mittclwerthe der Resultate dieser Messungen mit jedem Mikroskope ergibt sich leicht der einer Umdrehung 

 der Mikrometerschraube entsprechende Winkelwerth. Ausserdem wurde bei einer solchen Messung mit jedem 

 Mikroskope auch der Werth eines Normal-Intervalles bestinniit, um eine etwaige Änderung im Stande des 

 Mikroskopes leicht erkennen und den Winkelwcrtli hiernach richtig stellen zu können. 



h) Reduction der IJeobachtuiigen. 



.J. Für den Polarstern. 



Bezeichnet man mit y die Polhöhe des Beobachtungsortes, mit o die Declination, mit < den Stundenwinkel 

 des Sternes, ferner mit ^ die beobachtete, mi' z^ die Meridian-Zenithdistanz, ist ferner ^—s„ = Ac, bezüglich 

 £^ — s = As die Reduction auf den Meridian, so findet man bekanntlich diese letzte Grösse nach den folgenden 

 Gleichungen : 



Obere Culmination: 



. cos^.coso .sur — 



sin T = ^7 r~^ 



sin \8 — y-(-— Ae 



Untere Culmination: 



und für kleine Stundenwinkel 



t 



«^ cosy.coso.sm* — 



sm^ = 



^z = 



beziehungsweise 



Aä = 



sin U+^-f- ^ A 



2 . cos y . cos . sin* - ^ 



sin(o^-y+i-A.J'"^i^ 



2. cos y. cos 0. sin* „ i 



sm 



[o^r^\^^] '^'" 



Bei der ersten Rechnung wurde nun so vorgegangen, dass mit dem Argumente Sternzeit aus der für die 

 Beobachtung des Polaris gerechneten Ephemeride die Zenithdistanz z entnommen und mit dem genäherten 

 Werthe der Meridianzenithdistanz z^ die Grösse Iz bestimmt und in die Rechnung eingeführt wurde. 



