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M. Ntrén, 
schiedenen Jahreszeiten verschiedene Correctionen des angenommenen Aequinoctialpunctes 
als erforderlich indiciren würden. Dieser Uehelstand liesse sich aber nicht eher definitiv 
beseitigen als bis unser Catalog der Hauptsterne für 1865 fertig hergestellt ist, was noch 
voraussichtlich nicht unbedeutende Zeit erfordern wird. Dass aber der Einfluss dieser 
Ausgleichung der Fehler in den Positionen der Zeitsterne auf die hier zu ermittelnden 
Wertlie nur sehr gering sein muss, lässt sich zuversichtlich voraussetzen, da die meisten 
Zeitbestimmungen auf mehreren über ein paar Stunden vertheilten Sternen beruhen und 
die ührcorrection' für den Sonnendurchgang fast immer aus sowohl vor- als nachher 
gemachten derartigen Zeitbestimmungen gebildet ist. Die systematischen Fehler der an- 
gewandten Zeitsterne, die, wie man übrigens durch Vergleich mit Professor Newcomb's 
erschöpfender Zusammenstellung: «On the right ascensions of the equatorial fundamental 
stars», ersieht, nicht bedeutend sein können, werden sich also in dieser Weise in fast jeder 
für eine Sonnenbeobachtung angewandten Uhrcorrection zum grösstenTheil gegenseitig schon 
aufgehoben haben. Man kann also mit ziemlich grosser Sicherheit schliessen, dass, da die 
beobachteten Sonnendeclinationen definitiv fertig vorliegen, die etwa noch erforderlichen 
Correctionen der angenommenen Eectascensionsbeobachtungen das hier gesuchte Haupt- 
resultat, die Correction des Aequinoctialpunctes, im Mittel nicht um viele Tausendstel der 
Secunde verändern werden. Aus diesen Betrachtungen scheint es mir hervorzugehen, dass 
kein genügender Grund vorliegt, weshalb diese Untersuchung bis zur Vollendung des 
Fundamentalcataloges für 1865 aufgeschoben werden sollte. 
Da ich die beobachteten Declinationen einzeln hier mittheilen werde, erlaube ich mir 
in Bezug auf das Instrument und dessen Handhabung einige Worte zu sagen. Das Meiste 
in dieser Hinsicht setze ich als aus früheren Publicationen bekannt voraus, weshalb ich 
mich hier auf einige die Sonnenbeobaclitungen speciell betreffende Einzelnheiten beschränken 
werde. 
Die Beobachtungen an unserem Verticalkreise geschehen bekanntlich in der Weise, 
dass man die Einstellung des Gestirns zuerst in der einen Lage des Kreises abliest, dann 
nach Umlegung in der andern Lage, so dass der Unterschied der beiden Kreisablesungen 
die doppelte Zenithdistanz giebt. Die Sterne werden, wenige Minuten vor oder nach dem 
Meridian, immer beim Durchgange durch einen beweglichen Horizontalfaden beobachtet, 
dessen Stellung an der Trommel der den Faden bewegenden Micrometerschraube abgelesen 
wird. Bei Himmelskörpern von grösseren scheinbaren Durchmessern hat man es jedoch vor- 
gezogen, den einen Rand in der Mitte zwischen dem beweglichen und einem festen Faden zu 
beobachten. Um aber auf solche Weise, unabhängig von einem angenommenen Werthe des 
Radius, die Declination des Centrums zu bekommen, sind bei der Sonne sowohl der obere 
als der untere Rand beobachtet worden und zwar in beiden Lagen, Kreis Ost und Kreis 
West. Durch Combination der Beobachtungen des oberen Randes, Kreis Ost, mit denen des 
unteren Randes, Kreis West, und umgekehrt, erhält man also zwei unabhängige Bestim- 
mungen der Zenithdistadiz des Centrums, und ausserdem, durch Combination der beiden 
