wo 
in der zweiten Lage des Instrumentes sowohl im Osten 
als im Westen beobachtet. Je näher die beiden beobachteten 
Sterne dem Zenithe gelegen sind, desto genauer wird das 
Endresultat sein. 
Aus §. 126. Seite 353. erhellt es, dass bei Vernachlässi 
gung des Colliinationsfehlers C, wir in der Bestimmung des 
C 
Stundenwinkels t einen Fehler — d t =. begehen 
sin 91 sin z 
werden, aber aus der Gleichung d cp — dtsincptgz sehen 
wir, dass der dadurch hervorgebrachte Fehler in der Breite, 
nämlich d cp = C sec z — - ' s * n (f ' sein wird. Wenn wir daher 
sin ö 
einen Stern im Osten und Westen beobachten, ohne das In 
strument umzulegen, aber den Colliinationsfehler und die Nei 
gung der horizontalen Umdrehungs-Achse «/' und bei der 
Herleitung der Breite vernachlässigen, und die so hergelei 
tete Breite (p ' nennen; wenn ferner die Umdrehungs-Achse 
umgelegt wird, und y>" die ähnlich abgeleitete Breite aus den 
Beobachtungen eines zweiten Sternes im Osten und Westen, 
in der 2 ten Lage der Achse bezeichnet, für welchen die Ni 
veau-Ablesungen in Secunden ausgedrückt J‘ n J“ „ waren; so 
haben wir zur Bestimmung der wahren Breite des Ortes =: y>, 
die folgenden beiden Gleichungen: 
-f- g (*/'-{-«/ /y )-j-C f . sec z'\ (p^z.(p" -j- ^ — C.secz' 1 
wo z' und z" die Zenithdistanzen des ersten und zweiten 
Sternes im ersten Verticale bezeichnen. Nimmt man nun 
der Kürze wegen an, dass: 
4 * (4 •/") = 9 “ + h (J'r 4 
so erhalten wir: 
ip n — (sec z* -f- sec z"),