a 
Annalen der Hydrographie und Maritimen Meteorologie, März 1897. 
Man berechnet dann zunächst 
a,» = sind, cos d, cos tr, — sin d, cos d, cos 7, 
b,, = sind, cos d, sin 7, — sin 0, cos d, sin r, 
0,2 = cos d, cos d, sin (r, — r1,) 
a;ı = sind, cos d, cos 7, — sin d, cos d, cos 7, 
b,, = sind, cos d, sin 7, — sind, cos d, sin 7, 
2, = cos dd, cos d, sin (r, — 7,) 
Hiermit berechnet man dann: 
A =— Dia zu — Day Org 
B = Cjia 8,4 — Cya Bir 
C = a, by, — 834 by 
die gesuchten Gröfsen e,. und 409 aus den beiden 
en Alsdann findet man 
Gleichungen: 
eig ee sin dO =— — 
A 
eig & cos 10 =— 
a 
Verwandelt man den gefundenen Betrag von A aus dem Bogenmals in 
Zeitmals und dies wieder aus Sternzeit in mittlere Zeit, so erhält man die 
gesuchte letzte Verbesserung des Uhrstandes für die Mitte der vier beobachteten 
Uhrzeiten. 
Wenn es irgend möglich ist, sollte man es aber der unvermeidlichen Be- 
obachtungsfehler wegen nicht bei diesem Mindestmafs von Beobachtungen 
bewenden lassen, sondern etwa eine ganze Stunde oder länger alle die beiden 
Fadenebenen passirenden Jahrbuchsterne beobachten. Man berechnet alsdann in 
der eben angegebenen Weise aus vier von den beobachteten Sternen — und 
zwar solchen, die dem Zenith möglichst nahe waren — Vorläufige Werthe der 
Polhöhe © und der Uhrkorrektion A403. Hiermit berechnet man dann vorläufige 
Werthe der Zenithdistanz und des Azimuths für jeden einzelnen beobachteten 
Stern nach den Formeln: 
t=7+ 19 
eig A = 080 cost sing — sin d cos 
cos d’ sin t 
eu Z sein A cos d cos t cos g +4 sin dsinge 
cos d’ sin t 
Hierin ist das Azimuth immer von Süden über Westen gerechnet. Vermehrt 
man das Azimuth bei den an der nördlich vom Zenith gelegenen Hälfte jeder 
Fadenebene beobachteten Sternen, deren Azimuth also größer als 90° und kleiner 
als 270° ist, um 180°, so erhält man für alle Sterne einer und derselben Faden- 
ebene nahe übereinstimmende Werthe, und man berechne für jede Fadenebene 
das arlthmetische Mittel aller dieser Werthe = X,, bezw. U,,, da man sich 
die Gesammtheit der beobachteten Sterne nach den vier Himmelsrichtungen in 
vier Gruppen zerlegt denken mul, 
Für jeden Stern bildet man nun folgende drei Größen: 
a = sinZ b = cosZ n‘ = a(A— X) 
worin für X das betreffende Mittel für die Gruppe zu setzen ist, zu welcher der 
Stern gehört, nachdem es bei der zweiten und vierten Gruppe (die nördlich vom 
Zenith beobachtet sind) wieder um 180° vermehrt worden ist. (A — 4) und also 
auch n‘ sind in Bogenminuten und deren Decimalstellen auszudrücken. Diese 
Einzelwerthe a, b und n‘ für jeden Stern werden nun für alle Sterne jeder der 
vier Gruppen summirt, und man erhält so die 12 Gröfsen: 
0, = X, cosZ 
D, == X, cosZ 
b, = X, cosZ 
bb, =— X. coasZ 
3, = X, sinZ 
a, = XYısinZ 
= X, sinZ 
a, = X, sinZ 
Hiermit berechnet man: 
e= Zn 
ee, = Y,n' 
03‘ = SW 
Q,* = X, N“ 
a, C, — 3, Cl 
2. b. + a,b 
8, Cl — Da 0, 
and Ya = AL 3°, 
ab. + a,b.