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3 o- §. Man will öfter bemerkt haben, dass diese in demMeridian aufgcstellten Fernröhre während ihrer Drehungin verschiedenen Zenithdistanzen auch verschiedene Abwei-chungen von dem Meridian geben. In der Voraussetzung,dass diese aus irgend einer noch unbekannten Veränderung desInstruments hervorgehenden Abweichungen von dem Sinusund Cosinus der einfachen Zenithdistanz abhängen , oderwas dasselbe ist, dass sie in einem grössten Kreise vor sichgehen, hat man statt der Seite igo gegebenen Gleichurfgidiefolgende:

(a -f- a) Sin (9 — b) -J- (b -t—/ 3 ) Cos (9 — b) -f- c ,und nach der Umkehrung der Rotationsaxe

(a'-f- a) Sin (9 — b) -|- (L/— ß ) Cos (9 — 6 ) -f- c\woahc und a'b'c' die in Secunden ausgedrückten Abwei-chungen in Azimut, in der Horizontalität der Axe und inder Collimation, und wo a und ß die dem Instrumente ei-genthüinlichen Abweichungen bezeichnen.

Aus diesen Gleichungen geht hervor, dass man durchastronomische Beobachtungen mit verkehrter Rotations-axe nur die Grösse / 3 , nicht aber a bestimmen kann, daa sich ganz mit dem Azimute a vereiniget, und daherauch auf alle durch das Instrument erhaltene Rectascensio-nen keinen weiteren Einfluss hat.

Jene Grösse ß aber wird man am vortheilhaftosten da-durch bestimmen, dass man die Rectascensionen der Cir-cumpolarsterne in beyden Lagen des Instruments nicht nurunmittelbar, sondern auch die Bilder dieser Sterne in einemWasser- oder Querksilberhorizontc beobachtet.

Ist die unmittelbar beobachtete Zenithdistanz eines Sternsz = 9 — 5 , so ist sie für sein reflcctirteS’Bild gleichiöo° — z = i8o" — 9 -f-1* 1 ,

also die Abweichung des Instruments vom Meridian, für dasreflectirte Bild

( a + °0 Sin (9 — 5 ) — (b-f-/ 3 ) Cos (9 — b) -f- c, und(a'-f-a) Sin (9 — b) — (b' — ß) Cos (9 — b) -f- c'.

Hat man daher die Durchgangszeiten t und t' eines Sternsdurch den mittleren Faden , sowohl direct als auch durch