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Summen zugleich die gesuchte Differenz der Rectascenflonen,oder es ist a‘ — a — r.

Wenn man sich für seinen Micrometcr eine Tafel ent-wirft, welche für jeden Werth von t. Cos b die Größe <1gibt, so wird dadurch der Gebrauch des Instrumentes sehrerleichtert.

Mit diesem Micrometer lassen sich auch sehr bequem dieSonnenflecken beobachten, die von den Astronomen bishervielleicht zu sehr vernachlässiget wurden. Ist $ die Zeit zwi-schen den äußeren Berührungen des Sonnenrandes, d.h. zwi-schen dem ersten und letzten Blick derselben, und ist r die Zeitzwischen dem Ein- und Austritte des Fleckens, und wie zu-vor r der Halbmesser des Kreises, k der Halbmesser derSonne und d ihre Declination, so suche man die Werthevon D und D' aus den Gleichungen

(R-|_r)2 _ (1^5. Cos d)-D 2 = I 2 — (V t Cos b ) 2

und (IV— D) ist die Differenz der Declination des Mittel-punktes der Sonne und des Fleckens. Die Differenz derRectascension aber ist der halbe Unterschied der Summenaus dem Ein - und Austritte des Sonnenrandes und desFleckens.

Man sieht leicht, daß die vorher gebrauchten Werthevon d und d' eigentlich die senkrechten Distanzen der Seh-nen des Sterns und des Cvmeten von dem Mittelpunkte desKreises sind. Wenn eines dieser Gestirne, z. B. der Comctnahe bey dem Mittelpunkte des Kreises vorübergeht, so kannman die Größe d' auf die vorige Art nicht genau finden, weilnach der Natur des Kreises jeder kleine Beobachtungsfehler,der doch im Allgemeinen unvermeidlich ist, den Werth vond' sehr entstellt. Dieser Unvollkommenheit des Kreismicro-meters kann man dadurch abhelfen, daß man durch seineMitte ein kleines Lineal legt, dessen eine Seite genau durchAstron. II. Theil. 2. Abth. E