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Meridiankreis.

x = a — t — m. a.

Eliminirt man aus diesen beiden Gleichungen die Gröfse x, soerhält man für das gesuchte Azimuth des Fernrohrs

__jC«—t’) — (<* —t)

a =3- j -

oder m

a=[(a'-t')-(«-t)],

Cos.d .Cos.d’

Cos. (p Sin.(d — d')'

Man bemerke noch, dafs, wenn man einen Circumpolarsternzu diesen Beobachtungen gewählt hat, man statt 3 das Com-plement seiner Declination zu 180° setzen mufs, vorausgesetztdafs man ihn in seiner untern Culmination beobachtet habe.Für den Polarstern ist z. B. die Declination 88° 30’, also wirdman für seine untere Declination d = 91° 30' setzen. Ueber-haupt sind solche dem Pole nahe Sterne, wie der vorherge-• hende Ausdruck zeigt, die vortheilhaftesten zur Bestimmimgder GröTse a, und man wird am besten thun, wenn man,statt zweier Sterne, nur einen solchen Circumpolarstern, aberin seinen beiden Culminationen, beobachtet. Ist nämlich t dieZeit der obern und t* die der untern Culmination und ist 3die Declination des beobachteten Sterns, so hat man_ t'—t— 12 h

2 Cos. g> Tang, d ’

welcher Ausdruck von der Kenntnifs der Rectascension desSterns, wie man sieht, ganz unabhängig ist.

Diese Bestimmung des Azimuths a des Fernrohrs setztvoraus, dafs man die beiden andern Fehler b und c desselbenschon ganz weggebracht hat. Da aber dieses durch mecha-nische Mittel nicht gut möglich ist, so wird es besser seyn,diese Fehler b und c', nachdem man sie durch das oben an-gezeigte Verfahren klein genug gemacht hat, durch astronomi-sche Beobachtungen zu bestimmen und dann, bei der Bestim-mung des dritten Fehlers a, davon Rechnung zu tragen.

Ist nämlich wieder für den ersten Stern

Sin.(o> — 3) . Cos. (w — 3)

c*Zi ~ c ., : r

und setzt man ebenso für den zweiten

Sin.O — d") Cos. (<jp— 3f)

Undn= Cos.d' ’

m

Cos. $

so hat man, wenn man auch die Fehler b und c berücksich-tigt»

die beiden Gleichungen