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B C A = b e a = y, 
also y — i 5 t, 
Es ist aber Sin BA : Sin ba = Sin BP : Sin bP, 
I 
«las heilst 
Sin y : Sin x = i : Cos <5 , 
also ist auch 
Sin x ■= Sin y Cos 5 , oder 
Sin x = Sin i 5 t. Cos S, 
und daher, wenn x nur sehr klein ist, 
x = i 5 t- Cos 5 . 
Es sec also bey zwey Sternen , deren "vorläufig bekanntes 
Declination b ¿>' ist, t und V die halbe Zwischenzeit der Sehnen 
oder die halbe Zeit zwischen ihrem Ein- und Austritte in den 
Micrometer , r der Halbmesserdesselben, und dd der noch un 
bekannte Abstand dieser Sehnen von dem Mittelpunkte des Mi- 
crometers, so ist 
d 2 = r ~ — (i 5 t Cos b)- 
d /2 = r* — (i 5 D Cos ¿ 7 * 
und die gesuchte Differenz der Declinationen ist 
¿/ — ö — d' d. 
. Braucht man eine mittlere Uhrso mufs für Fixsterne 
» 5 . o/ji statt i 5 gesetzt w erden. Adjlirt man endlich bey jedem 
der zwey Gestirne den Eintritt zu dem Austritte, so ist die 
halbe Differenz dieser beyden Summen zugleich die gesuchte 
Differenz der Bectascensionen. Man sieht, dafs man zur Be 
stimmung der Differenz der Declinationen noch bemerken mufs, 
ob der Stern über oder unter dem Mittelpunkte des Feldes 
durchging. Zur bequemem Bechnung kann man annehmen 
a = i 5 t Cos 5 , 
wodurch man erhält 
i 
d — ^ (r —j— a) tr — a) 
oder 
d = r Cos f , 
w enn Sin (¡p = —- 
r 
gesetzt wird. Endlich ist klar, dafs sich die Rectascension am 
sichersten durch solche Sterne bestimmen lassen wird, die nahe