o = (Ä ; —A) (Cos (C—k) -f* Cos (€'—k)) 
— (A'-f-A) (Cos (C—k) — Cos (C'—k)) 
o’der endlich 
o = (A'-A) Cos ( 5 —- 1<) Cos ( < -^) 
— (A'+A)Sin (—~— i) Sin 
■ 
Setzt inan also 
A 
A 7 
, so ist 
A' — A 
A' Ä 
lind setzt man 
Tg y = Tg ( 45 ° —k) 
c — c 
Cotg —-- 
so ist k — ■§ (C*—J—C) — y . . . ( 3 ) 
Die Gleichung ( i) oder (2) gibt die Polhöhe, und ( 3 )‘ 
die Voreilung der Uhr. 
Mit <p und k kann man aus einer der drey ersten Gleichun 
gen die wahre Höhe h berechnen, und dann ist 
h + Iiefraction 
die scheinbare Höhe der Rechnung , die mit der durch den 
Collimations - Fehler verbesserten beobachteten Höhe vergli 
chen den Theilungs- Fehler des Instrumentes gibt. 
Bey der Wahl der Sterne hat man vorzüglich darauf zu se 
hen , dafs die Azimute derselben so viel als möglich verschieden 
sind, oder dafs ihre Vertikalkreise am Zenith nicht zu kleine 
Winkel bilden. 
I. Eine andere vorzügliche Auflösung dieser Aufgabe ist in 
folgenden Ausdrücken enthalten. 
Sind wieder 5 y $ /J die Uhrzeiten der gemeinschaftlichen 
Höhe h, und k die Voreilung der Uhr vor Sternzeit, die ich 
für alle drey Beobachtungen als constant annehme. (Ist das nicht 
der Fall, geht z. B. die Uhr nach mittlerer Zeit 4 so kann k 
die Voreilung der Uhr bey der ersten Beobachtung seyn , 
und dann mufs man die Zeiten 5 // gehörig verändern, also z. B. 
vermindern, wenn die Uhr schneller als Steinzeit gent), Smd 
ferner wieder 
s — $ — k — x