1802

Meridiankreis.

die Refraction zu kennen, die besonders bei etwas gröfsernZenithdistanzen noch immer unsicher ist.

Addirt man aber alle vier Gleichungen, so giebt ihreSumme

= + z' + z" + z'" ) 4 . J. ( r + r')

oder die gesuchte Aequatorhöhe, die aber, wie man sieht, dieKenntnifs der Summe der beiden Refractionen voraussetzt,was nicht vortheilhaft ist. Dafür erhält man durch die Dif-ferenz der Gleichungen 1 und 2 oder auch der Gleichungen

3 und 4

p = j(z'- z ) + {(r'-r)

oder

p = 4(z'"-z") + 4(r'-r)

oder man erhält die Poldistanz p des Sterns, wenn man nurdie Differenz der beiden Refractionen kennt, und diese Diffe-renz läfst sich allerdings mit desto gröfserer Sicherheit als be-kannt voraussetzen, je näher der beobachtete Stern an demPole steht oder je weniger seine beiden Zenithdistanzen inder obern und untern Culmination von einander verschiedensind. Auf diese Weise kann man also die Gröfsen x und pals durch die Beobachtungen bestimmt betrachten. Allein dieGröfse t f) selbst läfst sich nicht finden, ohne die Refractionr oder r* selbst als bereits bekannt vorauszusetzen.

Eigentlich befindet man sich wohl hier in einem soge-nannten fehlerhaften Cirkel, da sich die Polhöhe eines Ortsnicht ohne die Kenntnifs der Refraction, so wie auch diesesich nicht ohne jene bestimmen läfst. Folgendes Verfahrenwird uns aus diesem Irrgange befreien. Nehmen wir an, dafswir, was immer der Fall ist, sowohl die Polhöhe p des be-obachteten Sterns, als auch die seiner Zenithdistanz zunehö-t ©rende Refraction r wenigstens beinahe, etwa bis auf einige

Secunden genau, kennen und dafs diese beiden wahren unduns daher noch unbekannten Gröfsen p + dp und r-f-d r seynsollen. Nimmt man blofs auf den vorzüglichsten Coefficienten,den der Refraction, Rücksicht, der hier allein als noch einerCorrection bedürfend angesehn werden darf, so hat man, wennz die beobachtete Zenithdistanz ist,

r = am. Tang, z,

wo a * 58 und m der von dem Barometer und Thermo-