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Annalen der Hydrographie und Maritimen Meteorologie, März 1897.

in eine dem Zenith nähere und eine tiefere Hälfte zu gruppiren und die Gleichungen
jeder Gruppe zu summiren und dann aus den beiden Gruppen 40 und AA zu
ermitteln. Es empfiehlt sich, vor der Summirung der zweiten Gruppe, die die tieferen
Sterne umfaßt, bei denen der Koefficient von AA grofßse Beträge erreicht,
die Vorzeichen in allen den Gleichungen dieser Gruppe umzukehren, die den im
Osten beobachteten Sternen angehören. Die Werthe von t müssen scharf mit
dem vorläufig angenommenen Werth von © berechnet werden, z dagegen kann
event. auch aus Tafelsammlungen für diesen Fall — Durchgang durch den ersten
Vertikal — entnommen werden.
Ein Fehler in der angenommenen Uhrkorrektion ist zur Bestimmung
von Aw nach dieser Methode ganz unschädlich, beeinflufst vielmehr nur den
resultirenden Werth des Azimuths der Fadenehene. Auch diese Methode habe
ich mehrfach praktisch erprobt.
Herr Professor Harzer hat das von ihm vorgeschlagene Beobachtungsverfahren
 nun auch auf die Bestimmung der geographischen Länge angewendet.
Wer kein zur Beobachtung von Sternbedeckungen durch den Mond ausreichendes
Fernrohr mit sich führt, wird mit Vortheil von dem Harzerschen Verfahren
Gebrauch machen, besonders wenn er auch zur Ermittelung von Zeit und Breite
kein genaueres Verfahren zur Verfügung hat.
Um die bei Längenbestimmungen besonders fühlbare Ungenauigkeit aufs
Möglichste zu beschränken, benutze man mehrere in der oben beschriebenen
Weise verwirklichte Fadenebenen, die untereinander geringe Azimuthunterschiede
etwa 2° — besitzen.
Man nehme hier dickere Fäden, bis zu 1 mm Stärke. Man beobachte nahe
am Meridian, womöglich nicht mehr, als ein bis zwei Stunden vor oder nach der
Mondkulmination. Wie Herr Professor Harzer gefunden hat, läfst sich der
Durchgang des Mondmittelpunktes genauer als der des Randes oder der Lichtgrenze
 beobachten. An den Tagen um Vollmond herum macht die Fixirung der
Mondmitte keine besondere Schwierigkeit, dabei kann man die Abweichung von
der vollen Scheibe mit hinlänglicher Genauigkeit berücksichtigen. Zu anderen
Zeiten erkennt man die Hörnerspitzen deutlich und beobachtet den Augenblick,
wo die eine Spitze ebenso weit nach der einen Seite von der Fadenebene absteht,
 wie die andere Spitze nach der anderen Seite. Der völlig erleuchtete
Theil des Mondrandes muß dann senkrecht von der Fadenebene geschnitten
werden.
Kurz vor und nach dem Monde beobachtet man an denselben Fadenebenen
womöglich die Durchgänge von mehr als zwei Azimuthsternen, wenigstens aber
von einem solchen. Man wähle Sterne von gröfserer Zenithdistanz,
Hat man eine solche Beobachtungsreihe durchgeführt, so wiederholt man
sie womöglich, nachdem man das Fadeunnetz in ein westlicheres Azimuth gebracht
hat. Zu diesem Zweck kann man die Ringe, durch die die Fäden gezogen sind,
verschiebbar ‚einrichten. Die Lampe stellt man bei dieser Wiederholung auf die
entgegengesetzte Seite der Fadenebenen und wechselt damit auch weiter bei
etwaigen weiteren Verschiebungen der Fäden und wiederholten Beobachtungsreihen.
Beobachtungsergehbnisse sind also zunächst die Durchgangszeiten des Mondmittelpunktes
 und einiger Sterne durch gewisse Azimuthe. Mit der als bekannt
angenommenen, also aın besten vorher und nachher besonders zu bestimmenden
Uhrkorrektion werden die mittleren Ortszeiten der Durchgänge berechnet, und
aiermit die Sternzeiten der Beobachtung abgeleitet. Man berechnet dann hiermit und
mit der als bekannt angenommenen Breite aus den folgenden Gleichungen für
jeden einzelnen Sterndurchgang das Azimuth und die Zenithdistanz:
t= HC
tg d
Ca
cos M + tigt
BA "in (—M)
iez— tg (Fr — M)
a cos A

Aus allen in jedem bestimmten Azimuth beobachteten Sternen berechnet
man dann den wahrscheinlichsten Werth jedes dieser Azimuthe nach der Formel: