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m  .  R2  sin  y  .  cos  (y  +  x)2 
A2  .  sin  1" 
oder  wegen  der  grossen  Klcinheit  von  x,  und  da  y  -\-  x 
aus  I  schon  bekannt  ist: 
TT  m  .  R2  .  sin  (y  -(-  xY 
'Y'  —  ■  _  ''  _ ' 
*  ’ *  *  (R  —  A)2  .  </cp2  .  sin  l"3 
m  .  R'2  .  sin  (y  +  x)  .  cos  (y  -f-  x)2 
~  A2  .  sin  1" 
woraus  auch  ferncr: 
TTT  x  .  (R  —  A)2  .  do2  .  sin  l"3 
R2  sin  (y  +  x)2 
x  .  A2  .  sin  1" 
•  ! - 1  - 
R1  sin  (y  +  x)  .  cos  (y  +  #)2 
Bei  der  Ableitung  diescr  Formeln  wurde  die  Erde  als 
Kugel  angenommen,  und  die  Enil'ernung  des  Lothes 
selbst  yom  Aufhângungspunkte  ,  so  wie  aucli  beim  Ge- 
braucbe  des  Niveau’ s  die  Entfernung  desselben  von  der 
Oberflachc  der  Erde,  d.  i.  die  Holie  des  Stativs  in  Bc- 
ziebung  auf  die  übrigen  Entfernungen  als  verschwindend 
betrachtet,  was,  wie  ich  glaube,  in  allen  Fallen,  gevviss 
aber  in  dem  Unsrigen,  geslaftet  werden  kann. 
Aus  I  und  II  kann  man  bei  gegebenen  m,  d: p  und 
A  ....  x  berechnen,  aus  I  und  III  bei  gegebcnen  x, 
do  und  A  ....  m. 
Ehe  wir  weiter  gehen,  wollen  vvir  uns  durcli  Verein- 
facbung  der  Aufgabe  eine  vorlaulige  Idee  von  der  Grosse 
der  storenden  Masse  zu  bilden  versuchen.  Zu  diesern 
