Sphar. Astron.

5v

Sleiä). Man hat n«n im Dreyeck 5 mk ^2 , oder wenn v

sehr klein ist , 5mk ^ ^ , und im Dreyeck k ^ b , sim ch

— — -, weil man hier ^b —^,6 setzm kann. Dies giebt

sin ch oder ch — « cc>5/3 (tang e — lang F).

Der Fehler wird also desto größer, je kleiner die Polhöhe, und ie größer der Unter-schied beyder Abweichungen, oder vielmehr ihrer Tangenten ist: er kann also sehr groswerden, wenn F südlich und 6 klein ist. Man mus sich daher auch hier der korrcspon-direnden Höhen bedienen. Wenn man nämlich von jedem Sterne zwey gleiche Höbenvor und nach der Kulmination beobachtet hat, so giebt das Mittel zwischen deichen Zei-ten, die Zeit der Kulmination jedes Sterns, woraus man dann wie vorhin, den Unter-schied der Rektaszensiouen findet. Es versteht sich, daß man auch hier, wie bey allenähnlichen Beobachtungen, verschiedne Tage nach einander beobachten muö, um sich aufdie Uhr verlassen zu können.

§. 62. Wenn mehrere Sterne sehr nahe bey einander, oder doch in derAbweichung nicht sehr verschieden sind, so daß sie alle durch das unverrückte Fernrohrgehn, so geben die Faden - Mikrometer oder ! 7 ketze ein sehr einfaches und genauesMittel an die Hand, den Unterschied der Abweichung und Rektaszension zugleich zu,finden. Diese Methode ist von sehr großem Nutzen, wenn man einen Haufen kleinerSterne mit einem benachbarten großen Sterne, dessen Lage bekannt ist, oder die Son-ne und die Planeten mit Fixsternen vergleichen will; ferner bey Beobachtungen derSonnen-Flccken, des Durchgangs der untern Planeten vor der Sonne, oc- daher siehier ausführlich abgehandelt zu werden verdient. Es sind besonders zwey Arten vonNetzen gebräuchlich, das sTley von 4; Graden (14 Lig.) und das Rautenförmigeoder Rhomboidal-Netz (is. Fig.).

Es stelle die 14W Figur einen im Bremwnnkt L des Fernrohrs befest/atenRing vor, in dessen Mittelpunkt sich vier Faden -^6, OL, k O, kkl, unter Win-keln von 4c° durchschneiden. Nun lasse man einen Stern, dessen Abweichung bekanntist, und mit dem man andre vergleichen will, längs dem Faden L I) gehn, und dreheden Ring oder das Fernrohr, indem man dem Sterne immer damit folgt, bis der Sterngenau längs L k) geht, in welcher Laae es dann befestigt werden mus: so hat L O.die Lage eines Parallel-Kreises, eines Stunden - Kreises, und alle andre Sternegehn in Kreisen X. I- durchs Fernrohr, die mit L I) parallel sind. Man bemerke nundie Zeiten, da der Haupt-Stern durch L, und da ein andrer Stern durch k. IV1, 1.,geht. (Das Mittel zwischen den Zeiten in X und I-, mus eben die Zeit für ^ geben).Der Unterschied der Zeiten, da der erste Stern in 0 , der andre in ^ war, in einenBoaen des Aequators nach dem Ganae der U>w verwandelt, cucbt den Unterschied derRektaszension. Auf eben die Art aiebt die Zeit zwischen X und I- einen Bogen desAequators, der mit dem Parallel K L. gleich viele Grade hat; und daraus findet mandie Anzahl Grade, die ein Bogen eines grösten Kreises hat, der mit k I- von gleicher