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dukt wird das erste Glied der Gleichung I. seyn. Eben so 
wird man mit demselben Argumente die Summe der Zahlen 
der zweyten Tafel suchen, und diese Summe durch 
" Gotg (<$■ — b) 
multipliziren, und das so erhaltene Produkt wird das zweyte 
Glied der Gleichung I. seyn. In den meisten Fällen wird es 
hinreichen, den Werth dieses zweyten Gliedes nur für einige 
Beobachtungen zu berechnen , und aus ihnen ihre Werthe für 
die zwischenliegenden Beobachtungen durch eine einfache Inter 
polation herzuleiten. 
Bey Fixsternen fällt der Theil (S' — 2 ) weg, so w T ie die 
Parallaxe und der Halbmesser; für sie wird man am bequem 
sten Sternuhren brauchen, und die Zeit zwischen der Uhrzeit 
der Beobachtung und der ührzeit der Culmination als den 
Stundenwinkel nehmen. Braucht man eine mittlere Uhr, so 
wird man diese Zwischenzeit für Fixsterne durch 1.00274 
multipliziren. Auch kann man diese Correction bequemer noch 
an dem Factor dh anbringen. Ist nämlich a die tägliche Acce 
leration der Uhr in Secunden gegen die Zeit des Gestirns 
(für Retardationen ist a negativ) so mufs dh noch durch 
2 a 
1 — ——7-— = 1 — (o. 00002dl) a 
24- 60' v 7 
multiplizirt werden. Beobachtet man z. B. die Sonne an einer 
Sternuhr, so ist nahe 
a — 236 " 
also jener Factor von dh gleich o qq 45 . Beobachtet man 
aber Fixsterne an einer mittlern Uhr, so ist jener Factor 
1. oo 55 
Erhält man endlich auf diese Art von einem Circumpolar- 
stern in der Nähe der obern Culmination die mittägliche Höhe 
H, und in der Nähe der untern die mittägliche Höhe H', so 
ist 
i (H + HO 
die Polhöhe des Beobachtungsorles, und 
i (H — HO 
die Poldistanz des Gestirns, wenn auf Refraction gehörig 
Rücksicht genommen wird. 
Ohne einer solchen Tafel endlich ist folgender Ausdruck 
von d h zur nummerischen Entwickelung der bequemste. Es 
ist nämlich 
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