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sinX — p sin 7,, sin H, dann ergiebt sich: 
sin ty, — — .sin(|>„, wobei zu bemerken ist, 
daß der Gebrauch desselben Hilfswinkels auch bei Berechnung der 
Gleichungen (Ha), (IIß) u. s. f. von Vorteil ist. 
3. Rechnungsbeispiele. 
a. Berechnung der wahren Zenithdistanz aus der beobachteten ^scheinbaren). 
Gegeben: Zeit der Beobachtung — 22 h 2S m am 2. Febr. 1873 
Geogr. Breite des Beobachtungsorts — 16°49' — <p 
scheinbare (bereits auf das geocentr. Zenith bezogene) Zenith 
distanz Z des Monds = 34° 56'20" 
Äquatorial-Horizontalparallaxe des Monds — 57' 55",4 — H, 
Gesucht: wahre (geocentr.) Zenithdistanz z des Monds. 
Nach Tafel VIII. des Berl. naut. Jahrbuchs hat man zunächst: 
Horizontalparallaxe des Monds am Beobachtungsorte 
= 57'54",4 = 3474",4 = II, 
Ferner aus der oben entwickelten Gleichung: 
p — E,.sinZ 
logn, = log 3474",4 = 3,54088 
log sin Z = log sin 34° 5 6'20" = 9,75793 
logp = log(Z — z) — 3,29881 
Z — z = 1989",8 = 3 3'9",8 
Gesuchte wahre Zenithdistanz z -- 34°56' 20"— 33'9",8 - 34«23'10". 
t> Beziehungen zwischen scheinbarer und wahrer Deklination, scheinbarem 
und wahrem Stundenwinkel. 
In diesem Falle ist (s. Fig. 
0, — Mittelpunkt der Erde 
0„ — Beobachtungsort 
0,0„ = p = Erdradius 
8„ — Weltpol 
8, — Stern 
— wahrer Poldistanz-90°-cl 
— scheinb.Poldistanz-90°-ck, 
15): 
7, — wahrer Zenithdistanz - z 
7„ — scheinb. Zenithdistanz ^ 7 
F, — T„ — Zenithdistanz des 
Weltpols - 90°—<p,, wo 
<p, die geocentrische (also 
nicht die geogr.) Breite 
bedeutet.