1 90 



neras sS väl collimationsfelet c, äfven om del med 

 zenilh-distansen skulle förändra siu värde, som 

 hvarje olikhet i tappanies tjocklek eller fel i de- 

 ras form. Bättre anser jag dock, alt endast frän 

 den ena dagen till den andra omlägga instru- 

 mentet, emedan nämde fördel äfven härigenom 

 ernås, och man ej så lätt är underkastad ett 

 rubbande af azimuth mellan korresponderande 

 observationer. — Slutligen tillkännagifver äfven 

 eqvationen (8), alt observationerna alldeles icke 

 afficieras af den dagliga aberralion , ehuru dess 

 verkan består i en förändring dels af lim vinkeln, 

 dels af deklination. Ora expressionerna dera, 



u e A c- <"X cos^cos/: 

 hvarai den torra =— o oi 



cos^ 



och den sednare =+o"3icos(f»sin ^sin^, 



insättas för A^ och A^, blir nemligen den deraf 



uppkomna inflytelsen 



=+o"3i cos^(psin ttgS — o"'i\ siiKp costpsiii? cosf , 



eller, emedan i första vertikalen tg'^=tg(pcostf 



=+o"3i sintp cos(f s'u\ t cos t — o"Si sincp cos(/) sinfcosf 



samt således absolut försvinnande. 



Önskar man, att pä den möjligast korta tid 

 med en för de flesta fall tillräcklig säkerhet be- 

 stämma polhöjden, bör man ej afvakta en sljer- 

 nas båda genomgångar genom instrumentets ver- 

 tikal, utan, så snart en observation på ena sidan 

 om meridian är gjord, söka alt på den andra få 

 den motsvarande på en annan sljerna. Fortsät- 

 ter man, sedan några stjernpar sålunda observe- 

 rats, på samma sätt med omlagd axel, kan pol- 

 höjden, genom beräkning enligt minsta qvadrat- 

 melhoden af de härur bildade eqvationerna, med 

 stor noggrannhet härledas. 



Om, i stället för polhöjden, stjernans meri- 

 dian-zenith-afstånd Z anses såsom den sökta qvan^ 



