1885.] PARALLAXE AF EN STJERNE I STORE BJØRN. 13 



være forskjellig fra Tiden Uo, da Stjernen passerer Midtstillin- 

 gen. Forskjellen mellem U og Uo er det naturligvis rundelig 

 tilstrækkeligt at kjende med Tidssékunds Xøiagtighed. Sættes 

 for Kortheds Skyld 



A = tang z . cos h 



B — tang z . sin k 

 hvor z er Zenithdistancen og h den parallaktiske Vinkel, saa 

 har man 



Uo — U = B a sec 6 — i (1 — A a sec S) + A B a (1) 

 naar a er Refraktionskonstanten, S Polstjernens Declination. 

 Ferste Led kan paa vore Bredder (for a Ursæ min.) løbe op 

 til et Par Minutter, men sidste Led er saagodtsom umærke- 

 ligt; selv paa 45° Bredde kan det ikke overstige et Par Se- 

 kunder. 



A og B forudsættes her og i det følgende at være beregnet 

 for Tidspunktet TJ; de findes let ved Hjelp af de bekjendte Ta- 

 beller efter Bessels Model. For Observationsrækker af denne 

 Art kan man forøvrigt med Fordel beregne en særskilt liden 

 Tabel over A og B [for givne Timevinkler, da Declinationens 

 Forandring først efter lang Tids Forløb faar nogen mærkbar 

 Virkning. 



Vinkelen i kan let findes ved Hjelp af Positionscirkelen og 

 en Collimator, hvortil i dette Tilfælde kan ,bruges hvilkensom- 

 helst Kikkert, som har et Filament. Vinkelen er regnet positiv, 

 naar den faste Traad, med Mikrometertraaden vertikal, peger 

 opover mod høire. 



Har Stjernens begge Passager over samme Traad af en 

 eller anden Grund ikke kunnet observeres, kan Mikrometertraa- 

 dens Midtstilling alligevel findes, saafremt Stjernen har over- 

 skaaret to Traade med bekjendt indbyrdes Afstand og be- 

 kjendt Heldning. Man kantor dette Tilfælde opstille en lignende 

 Formel, som dog ikke skal anføres her. 



Er nu F Tiden mellem dette Tidspunkt U og Stjernens 

 Passage over en Stilling af Mikrometertraaden, saa maa hver 

 enkelt af disse Tidsintervaller reduceres efter Formelen 

 F'=F—zdzlB ol sec 5. F 2 



