Das Aequinoctiüm füe 1865,0. 
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Ränder in jeder Lage für sich, ebenso zwei Bestimmungen des verticalen Durchmessers. 
Nur ausnahmsweise kommen solche Beobachtungen vor, wo nur der eine Rand in Ost und 
der andere in West beobachtet sind. Solchen Beobachtungen habe ich dann nur halbes 
Gewicht gegeben, ebensowie denjenigen, wo in der einen Lage beide Ränder, in der andern 
aber nur der eine beobachtet worden ist. Dass man bei so angestellten Beobachtungen die 
absolut richtige Declination der Sonne bekomme, dürfte wohl schwer sein a priori zu be- 
haupten, denn es lässt sich sehr wohl denken, dass die Einstellung des Randes zwischen 
den beiden Horizontalfäden etwas verschieden wird, je nachdem man die Sonnenscheibe sich 
nach oben oder nach unten ausdehnen sieht. Diese Schwierigkeit scheint mir aber unver- 
meidlich, wie man auch die Messungen der Zenithdistanzen der Sonne einrichten will. 
Glücklicherweise haben aber diese Fehler, da sie, aller Wahrscheinlichkeit nach, con- 
stanter Natur sind, auf die Bestimmung des Aequinoctiums keinen Einfluss, ebensowenig 
wie auf den Betrag der Schiefe der Ecliptic, da man diese doch im Sommer wie im Winter 
gleich gross annehmen muss. Man kann ja die Wirkung eines solchen Fehlers durch E]in- 
führung der Polhöhe in die Bedingungsgleichungen als unbekannte Quantität eliminiren. 
Was die Reihenfolge der Einstellungen betrifft, so sind fast immer die beiden Ränder 
zuerst in der Lage West beobachtet, nachher in der Lage Ost. Richtiger wäre es gewiss 
gewesen, zuerst den einen Rand in der einen Lage, dann beide Ränder in der andern Lage 
und zuletzt wieder den zweiten Rand in der ersten Lage zu beobachten , da man dadurch 
den Einfluss einer etwa der Zeit proportionalen Veränderung desZenithpunctes im Laufe der 
Beobachtung eliminiren würde. Eine solche Beobachtung v^^ürde aber wegen der zwei Um- 
legungen mehr Zeit in Anspruch nehmen, als dass man bei der jetzigen Breite der Klappen 
nicht Gefahr liefe mit der letzten Einstellung zu spät zu kommen, und man also nicht 
mit der gehörigen Ruhe beobachten würde. Da aber derartige Veränderungen des Zenith- 
punctes wohl schwerlich systematischer Natur sein können, so werden daraus etwa ent- 
stehende Fehler sich mit den zufälligen Beobachtungsfehlern vermischen. 
Für die Réduction auf den Meridian hat man bei Sternbeobachtungen die Formel: 
1 " 1 с « cos Ф cos Ä • 1 ,0 n/r j COS Ф COS ^ cot (cp — S] ■ 1 ,o 
]gr =]g2ù -r-^ — -. sin I ^ — Mod. — sm 1 1 
^ ^ sin(q3 — g) 2 sin (ф — д) 2 
oder wenn man statt sini^^ den Bogen einführen will: 
Ig/^ lg С (15 sin ] Y f _ Ё^- sin V'Y (і-ьЗ ^"^^^os ^cot(p^) b, 
" 2 ^ ^ (зіиф— Ô) 3 \2 / ( sin (ф — 5) ) ' 
wo p= 206264,8 und t der in Zeitsecunden ausgedrückte Stundenwinkel ist. Den Coeffi- 
cienten von f im zweiten Gliede bekommt man hinlänglich scharf aus einer Tafel , die mit 
dem Argumente S von Grad zu Grad berechnet ist. Um aber bei Sonnenbeobachtungen 
den Einfluss der Bewegung in Rectascension auf den Stundenwinkel zu berücksichtigen, 
ist die in Sternzeitsecunden ausgedrückte Zeit t zwischen dem Beobachtungsmoment und 
der Culmination der Sonne mit dem Factor ^ 1 — ^g^gQ^) zu multipliciren , wo Да die 
