Die allen diesen Ausdrücken von a — (t-f-x) gemein-schaftliche Grösse c wird durch Umkehren des Instruments(wie §. 22. I.) bestimmt. Braucht man dann die Gleichung(C) , so findet man die Grösse b durch die Libelle (§. 22. II.).Die Grösse B aber kann durch Beobachtung der beydenGulminationen eines Circumpolarsternes bestimmt werden.Die obere Culmination gibt nämlich (nach derGleichung (A))

a —(t-f-x) = A-|-B tang 6 -J- c Sec S , (0

und die untere TU ’-•}-, v »-/

<7 **7**-1

1 2 1, + a — (t'-f-x)= A — B tang 5 —cSecö, ***~*-~7'

also auch beyder Differenz

(t'_ t) — 12*

B=-:-s—— cSecS.

Für zwey verschiedene Sterne ist 0

a — t — c Sec 8 — (a‘ — t' — c Scc 8')

*S 8 — tg 8 '

wo a , t, 6 die Rectascension, die beobachtete Culmina-tionszeit und die Declination des einen, und a', t', b' desandern Sterns bezeichnet.

Braucht man aber die Gleichung (A), so wird manzuerst c und B, wie zuvor, bestimmen, und dann ent-weder das Azimut a durch ein zu diesem Zwecke einge-richtetes terrestrisches Meridianzeichen, oderauch b durchHülfe der Libelle (wie §. 22. II.) suchen. Ist so nebst denGrössen c und B auch entweder a oder b bekannt, so findetman die Grössen A entweder aus Sfr)

a

B Cotg <p -f-

oder aus

B tang y-f-

Wdl man bl oss Differenzen der Rectascensionen durchdas Mittagsinstrument bestimmen, so ist die Fo rm (A)die bequemste,, weil man dann die constante Grösse A nichtzu berücksichtigen braucht.

Braucht man endlich die Form (B), so wird man cdurch Umkehren (§. 22.1.) , b durch die Libelle (§. 22. II.),und endlich a durch die Beobachtung der dem Pole sehrnahen Sterne bestimmen. Um das hier zu beobachtende