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Zeit- und Breitenbestimmungen aus Höhenmessung-en. 



14) Correction der gemessenen Höhen. Die Art der Höhen- 

 messung sowie die Anbringung der instrumentalen Correctionen ist oben 

 (§§ ^ — 10) erörtert; es bleiben noch folgende Correctionen zu berücksichtigen. 



a) Die Refraction vergrössert die Höhe eines Sternes. Sie ändert sich 

 nicht nur mit der Höhe, sondern auch mit der Temperatur und dem Baro- 

 meterstande, so dass ihre strenge Berücksichtigung Tafeln verlangt (N. J. 

 pag. XXYI). Bezeichnet V die gemessene, h die wahre Höhe und r die 

 Refraction, so ist Ji == h' — r. Genähert ist für h grösser als 20°: 



r = 5 7", 7 cotg. ¥. 



b) die Parallaxe ist die Reduction der von einem Punkte der Erdober- 

 fläche gemessenen Höhe auf den Erdmittelpunkt (S. N. J. XXVIII bis 

 XXXIII, wo sich auch die Correctionen für Durchmesser von Sonne und 

 Mond wegen Refraction und Parallaxe finden). 



c) Haben die Planeten eine messbare Scheibe und ist nur der eine Rand 

 beobachtet, so muss die Beobachtung, nachdem sie von Parallaxe und Refrac- 

 tion befreit ist, mit dem Halbmesser auf dem Mittelpunkt des Gestirns redu- 

 cirt werden. 



Bei Beobachtungen auf See ist noch die Depression des Meereshorizontes 

 oder die Kimmtiefe zu berücksichtigen (N. J. Tafel X). 



15) Der Ort eines Gestirnes ist bekannt, wenn die Sternzeit seines 

 Durchgangs durch den Meridian (seine gerade Aufsteigung oder seine Recta- 

 scension) und seine Entfernung vom Aequator (seine Abweichung oder Decli- 

 nation) gegeben ist. Den Stundenwinkel oder den Winkel, welchen der durch 

 das Grestirn und beide Pole gelegte grösste Kreis (Stundenkreis) mit dem 

 Meridian bildet, erhält man aus 



Stundenwinkel = Sternzeit — Gerade Aufsteigung. 



Hier sollen stets folgende Bezeichnungen angewendet werden: 

 a Gerade Aufsteigung oder Rectascension, 

 8 Abweichung oder Declination, 

 h wahre Höhe, bezogen auf den Erdmittelpunkt, 

 z Zenithdistanz = 90° — Ji, 

 A Azimut oder der auf den Horizont reducirte Winkel zwischen dem 



Südpunkte und einem Objecte, A wird gezählt vom Südpunkte 



durch West, Nord und Ost von 0° bis 360°, 

 t Stundenwinkel, 

 6 Sternzeit der Beobachtung, 

 q, Breite oder Polhöhe des Ortes. 



16) Aus dem sphärischen Dreiecke: Stern, Zenith, Pol ergiebt sich: 



sin Ti = cos z = sing) sin 8 + cos rp cos ö" cos £ 1) 



Betrachtet man den Sternort («, 8) als gegeben und h ebenfalls durch Beob- 

 achtung bekannt; so erhält diese Gleichung noch die beiden Unbekannten 

 gj und t = 6 — u. Aus zwei solcher von einander unabhängigen Gleichungen, 

 also aus zwei Beobachtungen, die in bekannter Zwischenzeit angestellt sind, 

 werden sich daher sowohl Zeit als Breite bestimmen lassen. Bei allen Beob- 

 achtungen hat man aber vorzugsweise darauf zu achten, dass die etwaigen 

 Fehler möglichst geringen Einfluss haben und dass, wenn man mehrere 

 Grössen aus mehreren Beobachtungen ermitteln will, diese so anzuordnen 

 sind, dass die gesuchten Grössen mit möglichster Sicherheit daraus hervor- 



