142 Zeit, Zeitbestimmung. 
Unter eine gewisse Grenze herabzugehen ist aber hier ebenfalls nicht möglich; 
wählt man 5 nahe 0, also Aequatorsterne, so werden dieselben im ersten Vertica] 
zu nahe dem Horizonte stehen, wo der Einfluss der Refraction die móglichen 
Fehler bedeutend erhôht. Sterne von à = 20°, 25°, 30°, 35° haben für die 
Polhóhe von Mitteleuropa (z. B. fiir ¢ = 48°) die Zenithdistanzen im ersten 
Vertical etwa 62°, 55°, 48°, 40°, können also noch recht wohl verwendet werden, 
Beobachtet man in der Nähe des ersten Verticales vor dem Durchgange des 
Sternes durch denselben (Azimuth < 90°), so wird die Zenithdistanz noch grösser, 
und man kann selbst Sterne wählen, deren Deklination < 20° ist, ohne dass 
damit jedoch ein wesentlicher Vortheil verbunden ist. Man hat immer darauf 
zu sehen, dass die Zenithdistanzen möglichst sicher bestimmt werden können 
(Vermeidung der Beobachtungen in allzu grosser Nähe des Horizontes) und 
man sich nicht allzu weit vom ersten Vertical entfernt (Vermeidung von Sternen 
zu nahe dem Zenith). Im allgemeinen werden Zenithdistanzen zwischen 40 und 
60° in den Azimuthen von etwa 70° bis 110° als die zur Bestimmung der Zeit 
günstigsten Beobachtungen zu betrachten sein. 
Formel (8) zeigt übrigens, dass die Bestimmung der Zeit aus beobachteten 
Zenithdistanzen in hohen Breiten nicht zu empfehlen ist; wird nämlich e sehr 
gross, so wird jeder Fehler der gemessenen Zenithdistanz sowohl als auch der 
Sterncoordinaten bedeutend vergrössert auf den Uhrstand übergehen. Am Pole 
selbst, d. h. für = 90°, wird diese Methode der Zeitbestimmung ja überhaupt 
unanwendbar; in der That bleiben am Pole die Sterne in ibrer scheinbaren 
tiglichen Bewegung immer in derselben Hóhe und in der Náhe des Poles sind 
die Grenzen, innerhalb deren die Zenithdistanz der Sterne sich bewegt, viel zu 
gering um brauchbare Resultate zu geben. 
Hat man zur Zeitbestimmung die Sonne verwendet, so erhält man durch 
die Rechnung den Stundenwinkel der Sonne, welcher mit Hilfe der Rectascension 
derselben die Sternzeit giebt, oder aber direkt als die wahre Zeit angesehen 
werden kann, welche mit Hilfe der Zeitgleichung auf mittlere Sonnenzeit zu redu- 
ciren ist. In diesem Falle muss aber der Stand der Uhr bereits genáhert be- 
kannt sein, damit man mit der corrigirten Uhrzeit (effektive Sternzeit oder 
mittlere Zeit) die Deklination der Sonne und deren Rectascension oder die 
Zeitgleichung aus den Ephemeriden entnehmen kann. Meist wird man einen 
hinreichend genáherten Stand durch Extrapolation erhalten; sollte das nicht der 
Fallsein, was natürlich nur bei See- oder Forschungsreisen der Fall sein kónnte, 
so muss, wenn der schliesslich erhaltene Uhrstand von dem ursprünglich an 
genommenen zu weit abweicht, die Rechnung wiederholt werden. 
Bei der Berechnung der Zeit hat man nicht die wahren, sondern die schein- 
baren Sternórter zu verwenden; hierzu gehórt, dass auch die Positionen wegen 
der täglichen Aberration zu corrigiren sind, welche in den Sternephemeriden 
wegen ihrer Abhängigkeit von der Polhöhe nicht berücksichtigt werden können. 
Correctionen Za, 48 an den Positionen bringen aber wegen 47 = dua in der 
Zenithdistanz die Correction 
dz = — cos q dù — sinacosq da — — cosq dà — sin q cos 0 da 
hervor, und da die Correction wegen der täglichen Aberration 
selben Azimuthe für alle Sterne mit den verschiedensten Deklinationen constant bleibt. Die 
Veründerlichkeit beider Faktoren zu betrachten, ist aber unnóthig, wenn man wieder an Stelle 
des Ausdruckes cos 8 sin g den ihm gleichen siz a cos tp setzt, in welchen der eine Faktor c5 9 für 
eine gegebene Polhóhe constant ist, und daher nur auf die Veränderlichkeit des Faktors 5/z4 
Rücksicht zu nehmen ist.