Aequatoreal. 
Setzen wir nun 
& (0$ A, = f 
€ $22 h, = k cos ©, 
so erhalten wir 
!=1 — clang ¢ sin hy — f tang à, sin 4, + R cos q fang 0, cos A 
ty — & sine — f fang ö, sin t, + & cos e fang 0, cos £, 
à — 0, — f cos £, — £ sin 4, cos ©. 
I 
Mit Berücksichtigung von (2) erhalten wir demnach: 
t=T+8—ftang à, sin t, + kcosq tang 8 cost, + c sec 8, + i tang 8, — A sino 
+ B (sin ©, tang 8; + cos ©, cos t,) + a sec 8, cos q, sin A (6) 
à — D + À — a (sin q, cos 0, — cos @, sin 8, cos #,) — f cos Aoc E SIRE cos. 
Setzen wir die Zenithdistanz Z,S, des Sternes = z, so haben wir 
COS Z = sin Q4 sin à, + cos @, cos 8, cos ¢,, 
und 
cos z sec à, — sin @ lang à, + cos @, cos A. 
Es sei ferner der parallactische Winkel Z.S, P des Sternes — f, so wird 
Sin 2 Sin p — cos Q sin à 
oder in den nachfolgenden Verbindungen mit genügender Annäherung 
SIN Z Sin p = cos @ sin t,, 
und 
Sin Z Sin p sec 8; = sec 0, cos q, sin A, 
so entstehen, wenn wir noch in den Coéfficienten der kleinen, die Instrumental- 
fehler bezeichnenden Gróssen c für q,, 7 für 7, und à für à, setzen, folgende 
Gleichungen 
{= L' + à + / lang à sin t — k (sin 9 — cos @ tang 6 cost) -- c sec à 4- i lang 
+ B cos z sec 8 + a sin z sin p sec à (7) 
à = D + À + f cos t — k sin t e0$ — a (sin cos à — cos q sin 8 cos 1). 
Wird ein Stern in der Nähe des Meridians beobachtet, so fallen die mit 
sen ¢ multiplicirten Glieder weg, und wir erhalten 
  
; sin (p — à 2 : co$ (p — à 
t=7-+80-— k-— V X 3) + Csecö + zlangd + B — @ à 
cos à cos à 
0— D + À + ff — asinz. (8) 
In der anderen Lage des Instrumentes ändern c, ; und B ihre Vorzeichen, 
und es geht daraus hervor, dass wenn ein Stern in der Nähe des Meridians in 
beiden Lagen des Instrumentes beobachtet wird, die genannten Grössen aus dem 
Mittel der Beobachtungen eliminirt werden. Die Elimination wird eine möglichst 
vollständige sein, wenn man die beiden Beobachtungen bei gleich grossen, aber 
entgegengesetzten Stundenwinkeln, demnach auch bei gleichen Zenithdistanzen 
und parallactischen Winkeln anstellt. Uebrigens ist zu bemerken, dass man die 
Biegung des Fernrohres a, welche nur von der Zenithdistanz des beobachteten 
Gegenstandes abhängt, am einfachsten mit der Berechnung der Refraction ver- 
einigt; in diesem Falle wird also in den obigen Gleichungen das mit  multi- 
plicirte Glied wegfallen. 
Die Ermittelung der Instrumentalfehler kann auf verschiedene Weise geschehen 
und wird wesentlich erleichtert, wenn das Instrument so eingerichtet ist, dass 
die Deklinationsaxe nivellirt werden kann. Um hierbei unabhängig von der 
Biegung dieser Axe zu werden, müssen die Füsse des Niveaus gerade über den