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_ kennen, um von ihr aus die Verstellungen der Objectivschlitten zu 
rechnen, sondern kann sie vortheilhafter ganz eliminiren. Es mö- 
gen S und T wie oben die Helligkeiten zweier Sterne bedeuten, 
p und q für die dem Ocular genäherte Stellung der Objectivhälften 
die Ablesungen der Stellung der dieselben tragenden Schlitten an 
einer Scala, deren Zahlen vom Ocular gegen das Objectiv za wach- 
sen, p und q’ die entsprechenden Ablesungen für die vom Ocular 
entfernte Stellung, i und k die Ablesungen für beide Schlitten, wenn 
sie so gestellt sind, dass man die Sterne möglichst scharf als 
Punkte sieht, — so wird man (hier abgesehen von verschiedener 
Durchsichtigkeit der Prismen ete.) nach dem Früheren haben 
I. Lage über dem Bild: VS: VT=Zi—p:k—g 
U. Lage unter dmBild: VS: VT=p—ı:q —k 
Daher auch 
I vVS:vT=zp,— p:q —g 
Man kann sich daher unter den Grössen, die vorher mit «, ß, 
«', P' etc. bezeichnet. worden sind, anstatt der Verstellungen der 
Objectivschlitten von der Bildlage aus, gleich die ganze Verschie- 
bung p — p, q — g denken, welche jeder von der Lage über 
dem Bild bis zu der unter dem Bild erhalten hat. Man hat dann 
den Vortheil, dass die unnöthigen Grössen i, k, hinausgehen, und 
man mit grösseren Zahlen zu thun bekömmt, welche durch kleine 
Beobachtungsfehler weniger entstellt sind, Auf diese Art sind die 
Messungen daher berechnet worden, und die Kenntniss der Lage 
des Bildes oder. der Werthe von i und k wurde nur benützt, um 
—- 
zu überzeugen, dass die Beobachtung in Ordnung, war. 
sich aus der ungefähren Uebereinstimmung der Werthe von 
uk 
und TER 
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Das Vergleichen ‘desselben Sternpaares sowohl über als unter 
