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in West: T = r 4- — « H : r^. \ ~. h ^ 
sin Z sin q> tang sin q sin </ 
in Ost: T = « — (r' + J r') + ^ h ^' ^ ^ 
sin Z sin q tang- Z sin sin q' 
somit, wenn man sich die wegen der Neigung der Rotationsaxe nöthigen Cor- 
rectionen 
und 
tang Z sin qi tang Z sin q> 
in jeder der beiden Gleichungen an die Zeiten r und r' unmittelbar angebracht 
denkt 
2 T = (r — rO + r — J rO H . l , und 
sin Z sm q> 
(41) ... c = dn . sin Z [t - (^^) - ( ^ ^ ' ^ ^ )] . 
Den in dieser Grleichung vorkommenden Stundenwinkel T des beobach- 
teten Sternes findet man aus 
^ tang fl 
cos T = 2 , oder 
tang 
tans: ^ — — = VI/ 
2 sin {q> + rf) 
Subtrahirt man die obigen Gleichungen von einander, so hai man 
o = (r + rO — 2 a + ( J r 4- + ^ ^ ^ , 
sm 
vv'enn wir uns auch hier die Correction wegen der Neigung an die betreffenden 
Zeiten bereits angebracht denken. 
Wir haben somit 
m ■ . . . . = .n , [„ - (^) - (.^^4^)]. 
Die aus den Gleichungen (41) und (42) für c und k erhaltenen Zeichen 
cBtscheiden beziehungsweise für die Lage des Mittelfadens und des Südendes 
gegen die optische Axe und den Meridian. Es zeigt ferner die für c erhaltene 
Gleichung (41), dass man bei der Bestimmung von c von dem Stande der Uhr 
unabhängig ist und nur ihren Gang zu kennen braucht; dass sich ferner zu 
dieser Bestimmung vorzugsweise Sterne eignen, die den ersten Vertical nahe 
arri Zenith durchschneiden. 
Bei der Bestimmung von // k muss sowohl der Stand als auch der Gang 
der Uhr bekannt sein und es sind hiezu Sterne zu wählen, die nahe am Aequator 
liegen, weil bei ihnen die Fädenantritte am schärfsten aufgefasst werden können. 
21. 
Schluss. 
Ist b, c und J k bekannt, so geben die Gleichungen (39) und (40) den 
^•tur)denwinkel T eines jeden Sternes, der im ersten Vertical beobachtet wurde. 
