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Fernrohres, nämlich mit der Geraden zusammenfällt, die diesen Durchschnitts! 

 punct mit dem optischen Mittelpuncte des Ohjectives verbindet, so lässt sich, wenn 



die Polhöhe des Beobachtungsortes <p 



„ Declination des Sternes d 



das Azimuth des Südendes der Rotationsaxe des Fernrohres . k 

 bekannt sind; 



der Stundenwinkel des Sternes T 



seine Zenithdistanz Z und 



sein parallactischer Winkel £ am 



Mittelfaden oder (was hier gleichbedeutend ist) in der optischen Axe finden. 



Denkt man sich die optische Axe bis zum scheinbaren Himmelsgewölbe 

 verlängert, wo sie den in der optischen Axe (zugleich am Mittelfaden) stehen- 

 den Stern trifft, so bestimmen (Fig. I) der Weltpol P, das Zenith Z und der 

 ^ Stern 6 auf der 



Fl S- 1 ^ — ^ Himmelskugel ein 



Dreieck;' P Z 6, in 

 welchem die Seiten 

 P Z " = 90° — q> und 



Ptf — 90° — <T 

 sind. 



Nehmen wir an, 



N i es liegen Stern 



^ <5* „ und Südende auf 



iv I I S> 



derselben Seite 

 des Meridians; 

 zählen wir ferner 



die Azimuthe und die Stundenwinkel vom südlichen Theile des Meridianes nach 

 Ost und West bis 180°, so ist 



/_ S Z 6 = 90° + k, also /_ 6 Z P = 90° — k, 

 (indem die optische Axe senkrecht auf der Drehungsaxe des Rohres steht) und 



l_ ZP6 = T. 

 Es ist daher im Dreiecke PZö 



tang k sin T = tang d cos g> — sin g> cos T , 

 und wenn man den Hilfswinkel q mittelst der Gleichung tang q = sin q> cotang k 

 einführt 



(1) . . . sin (T 4- ,q) " = s ^ n ^ tan £ ^ aus we i ener Gleichung sich T 



tang q> 



finden lässt. 



Liegen Stern und Südende auf entgegengesetzten Seiten 

 des Meridians, so ist 



/_ SZtf = 90° — k, also /_ PZö = 90° + k 

 und wir haben in demselben Dreiecke, wie früher zur Bestimmung des Stunden- 

 winkels öPZ = T die Gleichung: 



