Sitzungsberichte. 59 
Polhöhe beliebig verkleinert werden kann, wenn man für beide 
Sterne das Produkt cos d sin u sehr klein macht, die Deklinatio- 
nen dabei aber genügend verschieden hält. Diese Bedingung ist 
für beliebige Grösse des Stundenwinkels erfüllt bei sehr geringer 
Poldistanz und für beliebige Poldistanz bei sehr kleinem Stunden- 
winkel. Man erhält demnach günstige Verhältnisse für die Be- 
stimmung der Polhöhe 
entweder, indem man einen Stern auswählt, der, südlich vom 
Zenith culminirend, bei seiner Culmination nahe gleiche Höhe mit 
einem in beliebigem Stundenwinkel befindlichen Polstern erreicht 
und auf einen Höhenparallel einstellt, der nahe-unter der Culmina- 
tionshöhe des ersten Sterns liegt; 
oder indem man zwei Sterne in grösserem Abstand vom Pol 
benutzt, welche auf entgegengesetzten Seiten des Zeniths in au- 
nähernd gleicher (aber nicht zu geringer) Zenithdistanz culminiren 
und deren Durchgänge durch einen Höhenparallel beobachtet, der 
nur sehr wenig unterhalb der niedrigsten von beiden Culmina- 
tionshöhen bleibt. 
Ist auf die eine oder die andere Weise bewirkt, dass die 
Coefficienten der dw in dem Ausdruck für dp beide kleine Werthe 
erlangen — was für hohe Breiten durch den Faktor cos ?p be- 
günstigt wird — so liefert die Beobachtung eines einzigen Antrit- 
tes für jeden der beiden Sterne, auch bei nur genäherter Kennt- 
niss des Uhrstandes, alle Data zu einer genauen Breitenbestim- 
mung. Selbstverständlich wird es aber, anderer Rücksichten we- 
gen, immer vortheilhaft sein, beide Durchgänge durch den be- 
treffenden Parallelkreis zu beobachten, wenn solches ohne zu 
grosse Verlängerung der Dauer der Beobachtungen geschehen 
kann; wobei dann die Stundenwinkel unabhängig vom Uhrstande 
aus den Durchgangsbögen sich ergeben. 
Die Auswahl geeigneter Sternpaare unter denjenigen Sternen, 
deren scheinbare Oerter für jede Zeit leicht und in genügender 
Schärfe zu erhalten sind, muss für jede Breite besonders bewirkt 
werden. Sie wird natürlich sehr eingeengt durch die Nebenbedingung, 
dass die zu beobachtenden Durchgänge innerhalb eines kurzen Zeit- 
raumes erfolgen sollen, damit uncontrolirbare Veränderungen im In- 
strument und in der atmosphärischen Refraktion möglichst ausge- 
schlossen bleiben. Je nachdem man die Grenzen für die nie- 
drigste Grössenklasse der zu verwendenden Sterne, für die zuläs- 
sigen Coeffieienten der Zeitfehler und für die zulässige Zwischenzeit 
ansetzt, wird für jeden Beobachtungsort die Anzahl der brauchbaren 
