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Eden so viele verschiede Methoden zur Bestimmung der Refraktion. Die Polhöhe des Ortsder Beobachtung ist dasjenige, das man vor allen andern als bekannt annehmen darf,weil sich die Polhöbe, selbst ohne dieAendrung, die die Refraktion und die Feh'er desQuadranten verursachen, finden last (§. z2. folg.). Nimt man auch des Stern-Abweichung als bekannt an, so mus es ein solcher seyn, dessen Abweichung an einemOrte bestimmt ist, wo er nahe beym Scheitel kulminirt, weil daselbst die Strahlenbre-chung verschwindet. Ausser diesen zwey Elementen mus man nun noch eines durch Beob-achtung bestimmen, und dis ist entweder das Azimuts) oder der Stnndenwinkel. Beydefindet man durch Beobachtung den wahren gleich: das erste, weil die Strahlenbrechungden Stern nicht aus seinem Scheitelkrcise bringt (§- 2zs.); den leztern, well man ihndurch die Zeit zwischen der Kulmination und Beobachtung bestimmt, und dieje Zeiteben so wie bey der Parallare, den wahren Stnndenwinkel gibt (§- 22s.). VorErfindung der Uhren maß man das Azimuth in demselben Augenblick, da man dieHöhe beobachtete, berechnete daraus nebst der Polhöhe und Abweichung, die wabreHöhe, die dann mit der scheinbaren Höhe verglichen, die Refraktion für diese Höhegab. Jezt bedient man sich mit Recht lieber des Stundenwinkels, den man am bestendurch korrespondirende Höben bestimmt. Die Hälfte der Zwischenzeit gibt den wahrenStundenwinkel bender Beobachtungen, und man verfahrt damit übrigens wie mit demAzimuth. Beobachtet man den Stern im Meridian selbst, so fallt der Stundenwinkelganz aus der Rechnung weg.
tz. 2zy. Die einzige Schwierigkeit hkebey ist, die Llbweichung des Sterns§enau zu kennen, da man sie gewöhnlich durch die Refraktion verfälscht erhalt: dieseSchwierigkeit wird gehoben, wenn die Abweichung durch Beobachtungen nahe beymScheitel bestimmt ist. Wenn man sie aber auch nicht vollkommen genau kennt, s»wird der Fehler, der daraus in Berechnung der wahren Höhe entsteht, in den meistenFallen sehr geringe. Das Differential der Gleichung 1 . r. (§. Z4-) gibt
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(I. z.)-sioc MV.i.).
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Je größer dieser Ausdruck wird, desto geringeren Einflns hat ein Fehler in der Ab-weichuna auf die Berechnung der Höhe: man mns also die Höhen so wählen, daß ^ein Gröstes wird, folglich nach den Regeln des H. z8- Wollte man indessen die Ab-weichung nicht als bekannt annehmen, so könnte man auch beydes, Azimuth und Stun-denwmkcl beobachten, und daraus nebst der Polhöhe die wahre Höhe berechnen.
H. 24V. Da dis sehr zusammengcsezte Beobachtungen erfodert, so hat manauf solche Methoden denken müssen, ben denen nichts, oder mir die Polhöhe allein alsbekannt angenommen wird. Wenn die Polhöhe größer als 45° ist, so wird ein Stern,der zwischen dem Scheitel und Pol durchgeht, nicht untergehn. Man beobachte alsoeines solchen Sterns Höhe beydemal, wenn er durch den Meridian geht, nämlich (41.Fig.) kk —>, und 6K-6, so daß k sehr nahe beym Scheitel liegt, und man da-selbst die Strahlenbrechung — 2 setzen kann. Man kennt nun k 6 m „ — g, und—6, wenn kk —-3 die wahre Polhöhe ist: nennt man also x die Strahlen-
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