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Zum Auffassen der Zeit diente ein nacli Sternzeit gellendes Clironometer von Dent mit fünf Schlägen 

 auf zwei Secunden; der Stand und Gang desselben ergab sich durch die Vergleichung mit einer Pendeluhr 

 von Arzberger, welche zu den Zeitbestimmungen auf dem Observatorium verwendet wird. 



Die zur Ermittlung des Azimutes gewählte Methode ist die der Winkelmessung zwischen dem Stern : 

 a Ursae minoris und dem terrestrischen Objecte. 



Es wurden drei Reihen beobachtet, und zwar: 



eine Reihe im Jahre 1889 mit neun Sätzen und je um 20 Grad abstehenden Ausgangslesungen und 

 36 Einzelresultaten; 



zwei Reihen im Jahre 1891, wovon die eine Reihe mit sechs Sätzen und je um 30 Grad abstehender 

 Ausgangslesungen und 32 Einzelresultaten auf die Nachmittagsstunden, die andere Reihe mit fünf Sätzen 

 und je um 30 Grad abstehenden Ausgangslesungen und 26 Einzelnresultaten auf die Vormittags- 

 stunden fällt. 



Die bei den Beobachtungen aufgetretenen atmosphärischen Verhältnisse müssen als ungünstig 

 bezeichnet werden; der Zielpunkt auf dem Leopoldsberge ist einerseits in Folge der mit der Nähe der Donau 

 im Zusammenhange stehenden Nebelbildung und andererseits wegen des Verlaufes der Visur in unmittel- 

 barer Nähe der Dächer der Häuser sehr selten in zufriedenstellender Weise sichtbar gewesen. 



Das Schema der zu einem Satz (Stand) vereinigten Beobachtungen ist Folgendes: 



l Nivellement 



1 2 — 3 Einstellungen auf das terrestrische Object 

 Kreis rechts \ ^^. ,, 



1 Nivellement 



V 2 — 3 Durchgangsbeobachtungen des Polarsternes 



[ 2 — 3 >■■ » » 



,,.,., ) Nivellement 



kreis links < 



2 — 3 Einstellungen auf das terrestrische Object 



l Nivellement. 



Die Reduction der Beobachtungen geschah in folgender Weise: 



Bezeichnet man Kg die Kreisablesung für den Stern, mit /v„ dieselbe für das terrestrische Object,~mit 

 is und 7'o die bezüglichen Neigungen der horizontalen Drehachse, mit z und Z die Zenithdistanz des Sternes 

 und des Objectes, mit c den Collimationsfehler der Visirlinie, mit a das Azimut des Sternes und mit A das 

 Azimut des terrestrischen Objectes, so hat man unter Voraussetzung eines ruhenden Kreises und eines 

 beweglichen Mikroskopträgers das gesuchte Azimut, gegeben durch : 



A:^a — Ks + K(, — 4cotgc + /|, cotg Z=t (:(cosec Z— cosecs). 



Aus den Beobachtungen eines jeden Satzes wurde c und a ermittelt. 



Das Azimut a des Sternes wurde nach der Formel: 



sin t 



tg a 



— tg S cos tp + sin «p cos t 

 berechnet. 



Die Positionen von a Ursae minoris wurden dem Berliner astronomischen Jahrbuche entnommen und 

 um den entsprechenden Betrag der täglichen Aberration verbessert. Die Polhöhe des Beobachtungsortes ist 

 tp = 48° 11' 58-27. Als Endergebniss des gesuchten Azimutes ist der Mittelwert aus sämmtlichen von dem 

 Einflüsse des CoUimationsfehlers befreiten Einzelwerthen gebildet worden. 



Die Tabellen 1, 2, 3 enthalten die Beobachtungen und die anderen aus der Rechnung abgeleiteten 

 Grössen bis zu den Einzelwerthen des Azimutes exclusive der Collimation; die Tabellen 4, 5 und 6 ent- 

 halten die Coefficienten der Collimation, die diessbezügliche Correction, die Einzelwerthe des Azimutes und 

 schliesslich die einzelnen Satzmittel. 



