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achtung fccn Collimationsfehler JZ des Kreises bestimmt, soreicht eine einzige Beobachtung ohne Drehung des Instru-mentes im Azimute hin, die wahre Zenithdistanz des Ge-stirns zu finden, indem man nur, so lange der Collimations-fchler derselbe bleibt, zu dieser einfachen beobachteten Zenith-distanz den Fehler dZ addiren darf, um sofort die wahre Ze-nithdistanz des Gestirnes zu erhalten. Beobachtet man dann mitdiesen Kreisen, wie es gewöhnlich ist, die Sterne nur zur Zeitihrer Culmination, indem man die Ebene des Kreises in diedes Meridians bringt, so reicht eine einzige Beobachtungohne Kenntniß der Zeit und ohne Reduction auf irgend eineandere Zeit hin , die wahre Z e n i t h d i st a n z der Gestirne,und also auch durch bloße Addition oder Subtraction derAequatorhöhe des Beobachtungsortes, ihre wahre Poldi-stanz zu bestimmen.

Dazu wird also gefordert, daß der Collimationsfehlerdes Kreises constant ist, und daß man den Werth desselbengenau kennt. Um den letzten Zweck zu erreichen, wird mansich nicht, wie bisher, mit einer einzigen doppelten Beobach-tung begnügen, sondern bey un geänderter Lage desKreises im Meridian einen oder auch mehrere Tage durcheine Reihe von Zenithdistanzen verschiedener Sterne beobach-ten, und am Ende dieser Periode mit um 180° im Azimuth verkehrter Lage des Kreises dieselben Beobachtungen wieder-hohlen, wo dann jede in beyden Perioden beobachtete Zenith-distanz eines Sterns den gesuchten Collimationsfehler gibt,den man am sichersten aus allen Beobachtungen im Mittelableiten, und dann zu den Zenithdistanzen der einen Periodeaddiren, von denen der andern aber subrahiren wird, um diewahren Zenithdistanzen dieser Gestirne zu erhalten.

Da bey diesem Verfahren ein schnelleres Umkehren desKreises um seine verticale Drehungsare nicht mehr nothwen-dig rst, so sieht man, daß hier diese Are selbst ganz entbehr-