Bestimrmmg der Breite und des Azirmithes zu Dablitz. 5 



Hier scheint nach obigen Auseinaudersetzungen keines der periodischen Glieder Kealität zu besitzen; 

 sie wurden desshalb weggelassen, und angenommen für 



Mikroskop I . . . Z,p=— 0^35 oder 5'=149''65 i''=2-h-0'0047, 

 „ n. . . Z,p=— 0-46 „ 5=149.54 ^=2 -hO-U06]. 



Nach dieser Annahme wird der mittlere Fehler eines L bei Mikroskop I. ±0^146, bei Mikroskop II. +0-238. 

 Der grosse Unterschied in den mittleren Einstellungsfehleru erklärt sich daraus, dass der Doppelfaden im 

 Mikroskop II für die immerhin matte Beleuchtung trüber Novembertage, zu zart, daher schwierig einzustellen 

 war. Der mittlere Fehler einer einzelnen Einstellung ergibt sich darnach für Mikroskop I und II resp. zu 

 ±0^32 und +0^53 und der wahrscheinliche zu ±0^216 =±0'43 und ±0^357= ±0'71. 



Gehen wir nach diesen einleitenden Bemerkungen auf die Breitenbestimmung selbst über, und zwar 

 zunäch.st auf die durch den Polarstern mit beliebigem Stundenwinkel und auf Circummeridianhöben. 



Um im Endresultate von der Biegung des Fernrohres möglichst unabhängig zu sein, wurden zwei Gruppen 

 von Sternen ausgewählt : die eine bestehend aus « und t Pegasi, t^ Ceti und £ Piscium, deren südliche Zenith- 

 distanz im Mittel der nördlichen Zenithdistanz von a und X ursse niinoris gleich ist ; die zweite bestehend aus 

 7 Cephei und a Andromedse, welche wieder in demselben Verhältnisse zu einander sich befinden. Man wird 

 übrigens beim Durchsehen der Beobachtungen bemerken, dass die des Polarsternes o. ursse minoris an Zahl die 

 der übrigen bei weitem überwiegen. Der Grund davon liegt theilweise darin, dass von diesem Sterne am leich- 

 testen eine grössere Anzahl von Einstellungen zu erreichen ist, theilweise aber auch darin, dass man den 

 Polarstern an möglichst vielen Stellen des Kreises oder richtiger gesagt, an möglichst \erschiedenen Theil- 

 strichen beobachten wollte, um die zufälligen Theilungsfehler thunlichst zu eliminiren. Zu diesem Zwecke 

 wurde auch der Höhenkreis viermal verstellt und zwar: 



am 12. October um 00°, 

 „ 15. ,, „ (30°, 

 ,. 19. „ „ 30°, 

 ,. 28. ,, „ ."SO". 



In südlichen Zenithdistanzen wurden deshalb so viele verschiedene Sterne , wenn auch von jedem ver- 

 hältnissmässig wenig Beobachtungen genommen, weil, wenn man bei der schon sehr weit vorgerückten Jahres- 

 zeit sich auf die Beobachtung weniger Sterne beschränkt hätte, nur in sehr langer Zeit vielleicht gar nicht mehr 

 eine hinreichende Zahl von Einstellungen in südlichen Zenithdistanzen erhalten worden wäre um den nördlichen 

 nur einigermassen das Gleichgewicht zu halten. 



Anfänglich war es beabsichtigt, bei den Circummeridianhöben zuerst eine bestimmte Anzahl Einstellungen 

 bei einer Kreislage vorzunelmien, dann die doppelte bei der zweiten, und zum Schlüsse wieder auf die erste 

 Kreislage zurückzukehren, und nochmals die anfängliche Zahl Einstellungen zu macheu. Dies wurde auch bei 

 den Beobachtungen des Polarsternes, bei denen von /, ursse minoris und von ■/ Cephei mehrfach ausgeführt und 

 in den ersten Tagen auch bei den anderen Circummeridiansternen einige Male versucht. Von diesen Versuchen 

 rührt auch die zweimal (am 11. October bei t., Ceti und am 14. bei a Pegasi) vorkommende doppelte Zahl der 

 Einstellungen bei der einen Kreislage her. Das durch das zweimalige Umdrehen des Fernrohres nöthig 

 werdende zweimalige Adjustiren der Beleuclitungslampe nahm jedoch so viel Zeit in Anspruch, dass die Sterne 

 dadurch bereits in zu grosse Stundenwinkel kamen, um für Breitenbestimmungen mit Vortheil verwendet werden 

 zu können. Es wurden deshalb später stets nur 5 Einstellungen bei der einen und 5 bei der anderen Kreislage 

 ausgeführt. 



Die Beobachtungen des Polarsternes in jedem Punkte seines Paralleles wurden mittelst der Tafel von 

 A. C. Petersen in der Schumacher-WarnstorfFscheu Sammlung berechnet; die beobachteten Höhen der Cir- 

 cummeridiansterue hingegen mittelst der bekannten Formel : 



