liteten, så är, om man besirvnar att 

 och Z — cp—^S approximalivl aiilages, 



/1Z=z1(f)-/1å. 



Elimineras ä<p härmeclelst ur eqv. (S), blir 



sincJ" cos(c „ sin (Ti 



sin(p coso sinO 



fcosw sin (T") . . 



-\-/id'{ ~ : > + ^lsinw coso sin r 



(.costT siu(fj 



+^rtCos(5'sin t —Cf 



eller, om coeflicienleii för A^ liaiisfojmeras i 



sina(^ — sin^cJ" sin((f. — ö) cns((f ■{■ (^) 



2 sin (fconi^ 



sin (fcosöf 



sin d" cosf/) sin J" 



o=b— + i<^-D)—t. -JZ — 



sin(^ cosj suir^ 



4-^(r: 



si ii(f/) — (T) cos((p + <5') 



+^^ siny coscysin f 



(9) 



sin ^ico.s ($■ 

 + ^flG0sc5'sinf — c, 



hvaraf äfven synes, all fel i dtklinationerna blifva 

 af ringa inflytelse sä väl vid bestämmande af små 

 zenilli-distaiicer, som när (p + 'S är nära go^. — • 

 I allmänhet följer således af denna eqvation jem- 

 förd med (8), att man alltid företrädesvis bör 

 begagna stjernoi', som ga nära zenith. 



I det föregående är anlaget, all alla vid en 

 stjernpassage observerade momenter blifvit redu- 

 cerade till ett enda. För att erhålla en härtill 

 tjenlig formel, kan man föreställa sig den obser- 

 vation, som skett vid en tråd, hvars afstånd från 

 den medlersta är f, vaia gjord med ett instru- 

 ment, hvars collimationsfel vore f+c, och man 

 har då, om timvinkeln i detta fall kallas T, de 

 två eqvationerna 



sine = cos7rsin(J'+sin7rcoscJ'cos(i: — «) 

 sin(c+y) = cosTTsinJ-f sin TrcosJcosCr — 7% 



