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Sekunden, die der angenommenen Aequatorhohe noch zuz.nsetzen ist, und 

 man hnt statt sin K in der Formel zu setzen sin K -{- öi, wo 9 sich aus den 

 Tafeln selbst unmittelbar iindet, und die. Reduktion a z^"^ wird dadurch 



iSz^"'-| . Az'"'^!, so dafs da's Mittel aller Beobachtungen auf den Stun- 



sin K 



denwinkel t reduzirt für denselben eine Zenithentfernung des Sterns gleich 



z,-j- ai ergiebt, -worin nur i als unbestimmt erscheint. 



Die Anwendung der Logariihmen erlaubt ganz ähnlich die Aufnahme 



des unbestimmten i in die Rechnung. Indem statt lg sin K gesetzt wird 



Jg sin K -|- Ki, wo ?^ aus den Tafeln sich ergiebt als Aenderung des log «in K. 



für eine Sekunde, und wenn ohne die Aufnahme von i gefunden wäre 



lg A z'""^ = L, so iindet sich mit Berücksichtigung des i 



lg A z'-"' = L + Ai 



•und daher 



•♦vo ft die ans den Tafeln genommene Zahl für die Aenderung des Lo- 

 garithmen von N ist, wenn diese Zahl um eine Einheit ändert oder 

 u = lg(N-|-i) — lg N ist vorausgesetzt, dafs, so wie für i Sekundenzahl 

 verstanden, auch Az'"^ nach derselben berechnet wird. 



Berechnet man nun auf irgend eine Weise im sphäiischen Dreieck 

 Zenith, Fol und Stern für den Stunden winkel t, aus den beiden Seiten 

 K + i, D und den eingeschlossenen Winkel die dritte Seite, welche die Ze- 

 nithentfernung des Sterns ist, so Iindet sich diese der Form ^, -f- j3 i. 



Aus den Beobachtungen aber hat man im Mittel erhalten z, t^ a i, 

 mithin mufs sein 



z,-}- ai = ^t4-/3i, 

 daher 



ß — a* 

 Also ist der wahre Abstand des Zeniths vom Volß 



^ ß — a 

 Es ist aber die angegebene Formel der Aenderung des Zeitabstanäes 

 des Sterns allgemein und kann zwischen jede zwei Stnndenwinkel gelten, 

 also auch, wenn der eine Null ist, wodurch unmittelbar die Beobachtungen 



