213 
DE  l’Académie  de  Saint-Pétersbourg. 
214 
Subtrahirt  man  diese  Kraft  von  der  vorhergehenden,  so 
erhält  man 
m c.  f m 
—üf  oin  z bin  z 
für  die  Kraft,  mit  welcher  die  Flüssigkeit  im  Niveau, 
relativ  zur  Röhre  desselben,  nach  einer  Richtung,  deren 
Azimuth  dem  Azimuthe  des  anziehenden  Gestirns  gleich 
ist,  angezogen  wird. 
Diese,  durch  die  Sonne  und  den  Mond  hervorge- 
brachten , Ablenkungen  sind , wie  sich  gleich  zeigen 
wird,  so  geringe,  dass  ihre  Producle  in  die  Abplattung 
der  Erde  und  in  das  Verbältniss  der  Centrifugalkraft  an 
der  Oberfläche  der  Erde  zu  der  Schwerkraft  daselbst, 
nicht  in  Betracht  kommen.  Vernachlässigt  man  daher 
diese  letztem  Grössen,  und  nennt  man  die  Masse  der 
Erde  M,  ihren  Halbmesser  q,  die  Horizontalparallaxe  des 
Gestirns,  in  Secunden,  —h-,  so  ist  die  Grösse  der  An- 
ziehungskraft der  Erde,  die  auf  das  Niveau  wirkt 
folglich  der  Winkel,  um  welchen  die  Lothlinie  oder 
das  Niveau  durch  das  Gestirn  abgelenkt  wird 
^ Sin  2 z (Sin  \"y. 
Der  Theil  dieser  Ablenkung , der  auf  eine  Richtung 
fällt,  deren  Azimuth  —a\  wenn  das  Azimuth  des  Ge- 
stirns ist  folglich 
— Sin  2 z Cos  id  — d)  (Sin  l'V. 
I 
Setzt  man  die  Masse  des  Mondes  ~ — ■ der  Erd- 
81,24 
masse,  wie  sie  aus  der  Nutations-Constante  9^^2231  folgt, 
die  Horizontalparallaxe  desselben  rrp.57  ; so  ist  die 
Ablenkung,  welche  der  Mond  hervorbringt 
~ 0^^0174./?^. Sin  2z  Cos  {a  — d). 
Für  die  Ablenkung,  welche  die  Sonne  verursacht,  er- 
hält  man,  wenn  die  Masse  der  Erde  ~ der  Son- 
o89oSl 
nenmasse,  und  die  Horizontalparallaxe  der  Sonne  n 
8^58  angenommen  wird 
0^0080  Sin  2 z Cos  [a  — d). 
Die  durch  den  Mond  erzeugte  Ablenkung  wird  man, 
ihrer  kurzen  Periode  wegen,  in  den  meisten  Fällen  ver- 
nachlässigen können.  Da  aber  die  Ablenkung,  welche 
durch  die  Anziehung  der  Sonne  entsteht,  eine  viel  län- 
gere Periode  hat,  so  verdient  sie,  obgleich  sie  kleiner 
ist,  als  die  vorhergehende,  doch  eine  etwas  genauere 
Untersuchung. 
Es  sei  die  Schiefe  der  Ekliptik  ~o,  die  Polhöhe  des 
Orts,  an  welchem  beobachtet  wird  die  Rectascen- 
[ sion  der  Sonne  :zza,  ihre  Declination  ~ d,  Länge  ~0» 
j ihr  Stunden  Winkel,  wenn  ein  Stern,  dessen  Rectascen- 
I sion  ~ 5,  culminirt,  (~  <x  — x)  ~T,  ihr  Azimuth  zu  der- 
selben Zeit,  vom  Südpuncte  an  gerechnet,  ~a\  dann 
wird  die  Blase  des  Niveaus,  wenn  es  in  der  Richlunsr 
des  Meridians  aufgestellt  ist,  zur  Zeit  der  Culmination 
des  erwähnten  Sterns,  nach  Norden  abgelenkt  werden, 
um  die  Grösse: 
ti  — 0'''0080  Sin  2z  Cos  a \ 
— 0^^0160  (Cos  <p  Cos  d Cos  T Sin  Sin  8)  (Sin  9 Cos  8 Cos  t — Cos  9 Sin  ö)  j 
— 0^^0010  [(1  -t-  Cos  25-1-3  Cos  2(0  — Cos  25  Cos  2co)  Sin  29  — 4 Sin  5 Sin  2 co  Cos  29]  > (a) 
-j-  0,0010  [(3  -j-  3 Cos  25  — 3 Cos  2o  -f-  Cos  25  Cos  2co)  Sin  29  4 Sin  5 Sin  2a  Cos  29]  Cos  2 © I 
4-  0,0040  [Sin  25  Cos  to  Sin  2cp  ■ — 2 Cos  5 Sin  o Cos  29]  Sin  2 0.  ) 
V ersteht  man  unter  Polhöhe  eines  Orts  die  Höhe  des 
Pols  über  der  Ebene,  welche  senkrecht  auf  derjenigen 
Richtung  der  Schwere  ist,  welche  allein  durch  die  An- 
O 
Ziehung  der  Erde  und  die  Centrifugalkraft  an  der  Ober- 
fläche  der  Erde  entsteht  (oder  auf  derjenigen  Richtung 
der  Lothlinie,  welche  Statt  findet,  wenn  man  von  den 
Ablenkungen  derselben  durch  die  Anziehung  der  Ge- 
stirne abstrahirt);  so  ist  v die  Correction,  welche  man 
an  eine  Declination  eines  Sterns  (dessen  Rectascension 
n:5)  anzubringen  hat,  wenn  sie  aus  der  Verbindung 
dieser  Polhöhe  mit  dem  beobachteten  Abstande  des 
Sterns,  in  seiner  obern  Culmination,  von  der  durch  die 
Anziehung  der  Sonne  abgelenklen  Lothlinie  gefunden  ist. 
Für  die  auf  der  Pulkowaer  Sternwarte  angestellten 
Beobachtungen  ist  9 ~ 59°  46,^3.  Substituirt  man  diesen 
Werth  von  9 in  obige  Formel,  so  wie  23°  27,^5  für  o; 
so  erhält  man  : 
V — 0>027  -1-  0''0014  Sin  5 0"0003  Cos  25 
-f  (0,0008  - 0,0014  Sin  5 -f  0,0032  Cos  25)  Cos  2© 
-f  (0,0032  Sin  25  -f-  0,0016  Cos  5)  Sin  2 0. 
Diese  Formel  gilt  auch  für  Beobachtungen,  die  mit 
einem  Passageninstrumente  im  ersten  Verticale  angestellt 
sind,  wenn  man  darin  für  5 die  Sternzeit  des  Nivelle- 
ments substituirt. 
Da  diese  Formel  keine  Glieder  enthält,  welche  mit 
den  Sinussen  oder  Cosinussen  der  einfachen  Sonnen- 
