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Zeitminute kennen. Nennt man Z, d, t, der Zenithdistanz, dieDeclination und den Stundenwinkel eines Sternes, und <pdie Polhöhe, so ist die gesuchte Aenderung der Zenithdistanzin einer Zeitminute

Cos d Cos o.Sin Z

Siu I,

für den Polarstern ist d — 88° 22', und da bekanntlichZ von t abhängt, so kann man für diesen Stern eine kleineTafel entwerfen, welche mit dem Argumente t. den Werthvon dZ gibt, wodurch die Berechnung dieser Beobachtungenungcmein erleichtert wird.

Wenn wir alle sechs Beobachtungen auf das Mittel derZeiten reduziern wollen, so istMittel der Beobachtungszciten 1 — 19 h 0' 12." 7

scheinbare Rectascension — 0 57 38. 5

Stundenwinkel t = 18 2 34. 2.

lind dieser Werth von t. gibt dZ = — 25." 6, d. h. dieZenithdistanz des Sternes nimmt zur Zeit unserer Beobach-tungen in jeder Zeitminute um 25."6 ab. Die Differenz derersten Beobachtungszeit von T ist 0 h 3' 1"5 = 3'. 025,und (3 '025)dZ = — 77"4, und diese letzte Größe von derersten beobachtetenZenithdistanz abgezogen, gibt39°59' 21."6für die Zenithdistanz, welche man zur Zeit T beobachtet ha-ben würde. Behandelt man eben so alle sechs Beobachtungenso erhält man

Zenith-Distanz für die Zeit '1'

(3.025) dz = — 77."4 39°59'21."6

2.1900 dz = — 56. 1 59 20. 9

1.403 dz = — 35. 9 59 18. 6

1.187 dz = 4- 30. 4 43 34 53. 4

— 2.307 dz = + 59- 1 34 51. 1

— 3.127 dz = + 80. 0 34 50. 0.