THEORIE DES AEQUATOREALS. 485 
Zufolge der Definition von Ä ist aber die rechte Seite dieser Gleichung 
gleich sin K oder bez. gleich K, folglich ist 
K= k+—3/+ cos dcos)]sin (9—0) -Ysin®}h — cos (9-9) > (h— sin h)\ 
Die Grössen sin?};h und A— sin h kann man ein für alle Mal in Tafeln 
bringen, die h oder „1, h zum Argument haben, und solche Tafeln be- 
finden sich schon von Bessel berechnet im 6. Bande der Astr. Nachr. 
Wenn daher dund © gegeben sind, so kann man durch den Ausdruck (82) 
leicht X berechnen, und damit die ferneren Reductionen statt mit k aus- 
führen. Wenn ein bekannter Stern beobachtet worden ist, so ist d un- 
mittelbar gegeben, und © lässt sich leicht berechnen. Sei die grade 
Aufsteigung dieses Sterns «, die Correction der nach Sternzeit gehenden 
Uhr AT, und die beobachteten Zeitmomente der Fädenantritte T,T, wete:, 
dann sind die dazu gehörigen Stundenwinkel 
r=15(T+AT—«) 
„=15(T +#AT— e) 
etc. 
und hieraus folgt 
9=15 |, 2T+AT—e| 
worauf man 
h=15 (T—_T) 
h 
„=15 (18T 
bekommt. Wenn es ein unbekannter Stern ist, welchen man beobachtet 
hat, dann kann man zwar d durch die vorhergehenden Formeln immer 
noch mit einer hinreichenden Genauigkeit erhalten, aber die hinreichend 
genaue Bestimmung von © verursacht, namentlich in den Fällen, wo der 
beobachtete Stern dem im Art. 23. erklärten Maximum der Declination 
nahe liegt, oft Schwierigkeiten, weil sie wesentlich mit von K abhängt. 
Diese Methode K zu finden lässt daher in der Anwendung manches zu 
wünschen übrig. Es giebt indess einen ausgedehnten Fall, in welchem 
man sie bequem anwenden kann, und dieser ist derjenige, wo A so 
klein ist, dass man für die Bestimmung von K mit der ersten Potenz da- 
von ausreicht. Die Gleichungen (60) geben in diesem Falle 
9—H=ıt1g0+K seco 
und hiemit geht (82) über in 
ne \ 
82) 
