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ausgedrückt werden. Der Coefficient $ kann für Ein Aequatoreal positiv 
und für ein anderes negativ sein, je nachdem das eine oder das andere 
Ende des Fernrohrs dasjenige ist, welches sich am Meisten biegt. Das 
eben angenommene Gesetz der Biegung wird stets ohne merklichen 
Fehler vom Zenith bis zu einer gewissen Grösse der Zenithdistanz 
statt finden, sollte es aber für grössere Zenithdistanzen nicht mehr aus- 
reichen, so ist kein Hinderniss vorhanden, um /£ gleichwie o als eine 
Function von 2 betrachten zu können; diese Function muss in diesem 
Falle durch Anwendung der bekannten Interpolationsmethoden auf die 
Beobachtungen bestimmt werden. 
Bezeichnen wir nun überhaupt die Veränderung einer Grösse durch 
ein derselben vorgesetztes A, dann ist, wenn man von den wahren zu 
den scheinbaren Oertern übergeht, 
Arz=—o1lgz2— Pf sinz 
Nennt man aber die in Zeit ausgedrückte grade Aufsteigung eines Sterns 
«, seine Declination wie oben d, und den Winkel am Stern zwischen 
dem Vertical- und dem Declinationskreise &, so ist 
15Aa@.cosd=— Az sin & 
Ad = — N2Cc088 
und ausserdem 
sin zsine=sSinn 
Sin 2 C08e= 0087 C08 (Ö+L) 
coS2 = cos sin (Ö+$) 
wo die Hülfswinkel 7 und £ aus folgenden Ausdrücken berechnet werden 
müssen, cos cost{=sin p 
(104 nn ana wa R00s msi ehampichsr 
sin 7 — cOSigssin iz 
y die Polhöhe des Beobachtungsorts, und 7 wie oben der Stundenwinkel, 
oder wenn man mit 7 die Sternzeit der Beobachtung bezeichnet, 
(102) lag, eu a ERSTE 
ist. Hieraus ergiebt sich leicht 
sin? 
109)... Aa ne + Pass 
Ad=ocolg (Ö +8) + Pros cos (Ö+L) 
Den Coeflicienten g geben mehrere Strahlenbrechungstafeln unmittelbar, 
und die Hülfsmittel 7 und £ kann man für jede gegebene Polhöhe in ein- 
fache Tafeln bringen die z oder „!;r zum Argument haben. 
