Tetens: Ueber geographische Örtsbestimmung am Lande. 
woraus sich endlich die gesuchten Unbekannten nach den Formeln berechnen lassen: 
de = cos Hz, +Yı2— cos Uı. Yaa! 
sin (X, 2 — X;4) 
cso.:d410' = sin Ay, +9,‘ — sin Ayo Ya‘ ; 
“ sin (X, — X.) 
195 
Will man auch die wahre Größe des Azimuths der beiden Fadenebenen 
kennen lernen, so erhält man die Verbesserungen der X,, und X,, ohne Mühe 
nach den Formeln: 
x ‚— b,6,‘ + b, 6, ‚— baca'l + by Ca‘ 
12 a,b. + a,b, 34 = Sb, Fa, 
a, = Ko‘ + sing + d4O' 
dd,‘ =— ya! sing. dd@' 
Hat man nur an einer Fadenebene. beobachtet und zwar mehr als einen 
Stern auf jeder Seite vom Zenith, so fallen die Hülfsgröfsen ag, a4, bs, ba, Cs‘, 
c,‘ weg, ebenso erhält man dann nur ein 9‘ und auch nur ein g'. Hiermit 
berechnet .man damn bei bekanntem Uhrstande, also für 0.40 = 0: 
A 
ins a 
and bei bekannter Polhöhe, also für de = 0: 
Far Sn y' 
cos mp.d10' = 505 
Der erste Fall setzt natürlich Beobachtungen an einer ungefähr von Osten 
nach Westen gerichteten, der zweite solche an einer ungefähr von Norden nach 
Süden gerichteten Fadenebene voraus. 
In der angeführten Arbeit des Herrn Professors Harzer findet man auch 
Beispiele durchgerechnet. Er erhielt aus einem Beobachtungssatze von 16 Sternen 
Resultate für die Polhöhe und die ÜUhrkorrektion, welche weniger als eine Bogen- 
minute und weniger als 0,1° von den mit genauen astronomischen Instrumenten 
bestimınten Werthen abwichen. Die aus den Beobachtungen selbst abgeleitete 
Unsicherheit der Resultate betrug 40“ bezw. 4° (wahrscheinliche Fehler). 
Ich bemerke schließlich noch, dafs es sich zur Ersparung von Rechnungs- 
arbeit empfehlen wird, wenn das ohne grofse Mühe geschehen kann, die beiden 
Fadenebenen bis auf einige Bogenminuten in die genauen Himmelsrichtungen zu 
bringen. Man hat dann für jeden Stern folgende Gleichungen: 
1. Für Beobachtungen nahe dem Meridian: 
, . .sin(g 0) _ 
A090 + (n— «) A = 0 
In dem Koefficienten von A — den man in Tafelsammlungen ausgerechnet 
findet — gilt das obere Vorzeichen für obere, das untere für untere Kulminationen, 
In diesen ‚Gleichungen wird 4@ und A gesucht, und man falst die sämmtlichen 
Gleichungen zur Ermittelung der Unbekannten wieder durch Summirung in zwei 
Gruppen zusammen, und zwar summirt man zunächst die Gleichungen für die- 
jenige Hälfte der Sterne, bei denen der absolute Betrag des Koefficienten von A 
möglichst klein ist, und falst dann die übrig bleibende Hälfte der Sterne so zu- 
3ammen, daß man vor. der Summirung in solchen Gleichungen dieser Gruppe 
alle Vorzeichen umkehrt, bei denen der Koefficient von A negativ ‚ist. Aus den 
so erhaltenen beiden Endgleichungen leitet man sofort die gesuchten beiden 
Unbekannten 40 und A ab. Diese Methode der Zeitbestimmung erfordert keine 
venaue Kenntnifs der geographischen Breite 9, und.ich habe mich durch wieder- 
holte Beobachtungsreihen von ihrer Brauchbarkeit überzeugt. 
2. Für Beobachtungen nahe dem ersten Vertikale: 
yin (@— 09) Ysin (g + 0) - sin (# — d) 
Ws Re DO 
do -Fsing-tgz-((u-—e)—Ü4+tgz- 4A = 0 
Hierin gilt das obere Vorzeichen für Durchgänge in westlichen, positiven, 
das untere für Durchgänge in östlichen, negativen Stundenwinkeln. AA ist von 
Westen nach Norden positiv gerechnet. Auch hier ist es zweckmäfsig, die Sterne