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Auf dieselbe Weife kann man auch unmittelbar die mittlere 
Zeit der Beobachtung linden. Ist nämlich «, wie zuvor, die 
scheinbare Rectascension des beobachteten Sterns , und, M die 
Rectascension der mittler n Sonne für den Mittag des Beob 
achtungstages (aus den Ephemeriden) beyde auf Zeit 
( i 5 ° = « h ) 
gebracht, und hat man, wie oben, den Stundenwinkel s ge 
sucht, so ist die ei'ste genäherte mittlere Zeit der Beobachtung 
T =. ¿x — M — 1 — ■ r 
lt» 
und dieser Ausdruck würde vollkommen richtig seyn, wenn 
die mittlere Sonne seit dem Mittage des Beobachtungstages ihre 
Rectascension nicht geändert hätte, oder wenn während dem 
Mittag und der Beobachtung die mittlere Zeit gleich der Stern 
zeit gewesen wäre. Da diefs aber nicht der Fall ist / so mufs 
man die vorhergehende Gröfse T, die in Sternzeit ausgedrückt 
ist, auf mittlere Zeit bringen. Man hat daher die verbesserte 
mittlere Zeit der Beobachtung, nach dem Vorhergehenden, 
T — 0.0027304 T 
wo T in Stunden und deren Theilen ausgedrückt ist. 
Ex. Karsten N i e b u h r beobachtete in Alexandrien , den 
ii, October «76», um io h 56 ' 25 " Uhrzeit die 
Zenithdistanz Aldebarans 
6i° 27' 3 o" 
Der Fehler des Instruments war 
— 3 ' o" 
die scheinbare Rectascension des Sterns 
a = 4 h 22/ *6" 35 
die scheinbare Declination 
ö — 16 6 o 7 39" 65 
Die Polhöhe 
Die Refraction 
und 
also ist 
<i> = 3 i° i 3 " 
1 44" 2 
M = i 3 h 20' /j 3 y/ 9265 
H 2