19 
d cot z — — 
1 
sin 3 z 
sin ep cos d 
sin 2 d 
d d 
(17) 
2. Každou jednotlivou pointaci dlužno převésti pomocí měřeného 
intervallu časového (neb výškového) na moment digresse, což může se 
dítí pro všechny jednotlivé dny s týmiž konstantami dle vzorců ad (5). 
Znamení ve vzorcích (15) (16) určí se hned z okolnosti, že na východě, 
blíží-li se hvězda k zenitu, roste cot i cosec, na západě je tomu naopak. 
Podobně určili bychom jakého znamení užiti pro redukci na azimut 
digresse (srv. (5) p. 5., 6.). 
Z určených azimutálných hodnot pointaci ad 1. a jich redukce na 
digressi ad 2. utvoříme po jich algebraickém sloučení střed, který dává 
azimutálnou hodnotu šroubu v digressi. 
Zbývá vyšetřiti vliv denní aberrace na azimuty a epochu digresse. 
Vyjděme ze známých výrazů pro denní aberraci v rektascensi a dekli¬ 
naci (srv. př. Berl. Jahr. 1908, p. 376). 
z/ a — -f- 0-0213 5 cos (p cos — a) sec d pro <9 = a ^ t 
z/ d = -f- 0-320" cos qp sin (® — a) sin d S — a = 4I t ltp h 
i dostaneme pomocí (11) a (12) 
z/ r = + 0"0426 cos t - C ° S ^ 
COS () 
zJ a — + 0-320" sin d. 
Chyba činí in maximo 0-3" v azimutu, ježto však jde vždy o rozdíly, 
vypadne docela dosahujíc sotva několik setin obloukové sekundy. 
Epochu digresse stačí znáti — tehdy, když za účelem zjednodušení 
počtu ji supponujeme — as na 0-l sec , bude tedy míti výraz zí t význam 
jen pro hvězdy pólu velmi blízké. 
Určení konstant hvězdných i redukcí děje se 4—5místně, jen ostrá 
určení hypothetických azimutů resp. momentů digresse dějí se (jak svrchu 
uvedeno) z části sedmi neb šestimístně. 
Počet sám není asi delší než redukce pozorování v prvním vertikálu, 
zvláště omezíme-li se jen na pointace v blízkosti maxima a uspořádáme-li 
je nad to symmetricky k digressi, v kterémž případě členy druhého řádu 
se zruší, Při předběžných redukcích čítáme ostatně mnohem rychleji, 
tak že př. ad 1. vjddedáme z udání šroubových maximální resp. minimální 
z nich a násobíme je cosec z, zatím ostatní pointace vynechávajíce. 
Redukční počet v případě měření deklinačních je zcela analogický. 
Kratšeji lze dojiti cíle přímým výpočtem korrekcí dep (ad I, II) 
jedná-li se o digresse téže hvězdy, ovšem bez přímého určení azimutů. 
V případě digressi dvou různých hvězd o malém deklinačním rozdílu lze 
rozvojem dle této veličiny zJd dospěti rovněž k velmi stručnému výsledku. 
2 * 
XXVIII. 
