Zeit- und Orts-Bestimmungen. 31 



anderen Reihenfolge der 3 Sterne (die ich mittelst der Zenitdistanzen- und Azimutsänderungen infolge einer 

 Änderung der Zeit und der Breite berechnete) beobachten, wie z. B. 



8 tauri ] 



w 2 aquarii am 3., 4. und 5. Jänner zu Harmil in 16° 29' Breite. 



o andromedae ) 



io 2 aquarii \ 



o tauri am 9. Jänner zu Sarso in 10° 52' Breite. 



andromedae ' 

 Oder 



ß trianguli \ 



C ceti am 14. und 15. December zu Mokha in 13° 19' Breite. 



e pegasi 1 



ßtrianguli \ am 17. und 18. December auf Jebel Zukur in 14° 3' 



s pegasi Breite und am 20. und 21. December zu Ghuleifaka 



C ceti ' in 14° 37' Breite. 



Die Beobachtung bestand aus dem Einstellen der berechneten Zeitdistanz und des Azimutes, Ablesen 

 der Höhenlibelle, Beobachtung des Durchganges des Sternes an den 9 Horizontalfäden, nochmaligem Ab- 

 lesen der Libelle, Verdrehen des Rohres ins Azimut des zweiten Sternes und Einhalten des Vorgehens bei 

 dem dritten Sterne. 



Zur Rechnung wurde zunächst aus den Antrittszeiten jedes einzelnen Sternes das Mittel gebildet, mit 

 dem Mittel der Libellenlesungen auf gleiches Einspielen der Blase reducirt und wegen der ungleichförmigen 

 Bewegung des Sternes um die »Mittencorrection« verbessert (die hiezu benöthigten Grössen: Azimut und 

 Stundenwinkel bot die Vorausberechnung'); mit diesen drei Zeiten und mit nahe angenommenen Werthen 

 des Uhrstandes und der Breite und mit Rectascension und Declination berechnete ich für jeden Stern die 

 Zenitdistanz, nahm das Mittel der erhaltenen drei Zenitdistanzen als die am Instrumente eingestellte an (um 

 geringere Grössen in der Rechnung zu haben) und stellte nun die drei Endgleichungen auf, aus deren 

 Lösung die Correctionen hervorgingen, die algebraisch zu den angenommenen Werthen des Uhrstandes 

 und der Breite hinzugefügt, die richtigen ergaben. ' 



Die Rechnung nach diesem Vorgange ist wohl etwas umständlicher als die nach der Gaussischen oder 

 Cagnolischen Formel, aber sie ist übersichtlich und lässt Irrungen leichter erkennen, auch bietet sie den 

 Vortheil, dass man, wenn dasselbe Trio an einem zweiten oder dritten Abende beobachtet wurde, die 

 Zenitdistanzen nicht mehr zu berechnen braucht, sondern die einmal berechneten Zenitdistanzen verwenden 

 kann, indem man sie wegen der Änderungen des Stundewinkels und der Declination nach den Formeln 

 verändert: 



dz' =z 15 cos 8 sin/? As s + cosp Ao°, 



worin p der parallaktische Winkel, cos 8 sin p= -j und As die Änderung des Stundenwinkels ist, ■+- wenn 



er grösser geworden ist, Ao die Decliriationsänderung, + wenn sich der Stern dem sichtbaren Pole 

 genähert hat; A? ist dann mit seinem Zeichen an die erstberechnete Zenitdistanz hinzuzulegen. 



Die Fehler des Instrumentes kommen gar nicht in Betracht; die einzige Anforderung, die man daran 

 stellt ist die, dass der Mikroskopträger, also die Libelle, jede Höhenänderung des Fernrohres mitmache, 

 welche Voraussetzung wohl erlaubt ist; man kann sich von ihrem Zutreffen überzeugen, wenn man vor 

 und nach der Beobachtung den Höhenkreis abliest, was ich nur Anfangs gethan, in der Folge aber unter- 



1 Waren 4 Sterne beobachtet, so löste ich die 4 Gleichungen statt nach der strengen Methode der kleinsten Quadrate nach dem vom 

 Schiffslieutenant E. Perrin im 4. Bande der »Annales du Bureau des Longitudes«, Paris 1890, Seite C. 23, angeführten Le Verrier'- 

 schen Verfahren auf. 



