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•wenn die Ungleichheit der Intervalle nur klein ist, immer nahe an 
dem mittlern Faden seyn wird. Es ist aber bequemer, alle Seiten 
beobachtungen auf deu wahren mittlern Faden auf folgende Art 
zu reduziren. 
Es sey für drey Fäden lind einen Stern, dessen Declination 
d ist, 
tS t 
die Zeit der Beobachtung an dem ersten, dem mittlern, und dem 
letzten Faden, und « daslntervallzwischen dem ersten und zweyten, 
a aber das Intervall zwischen dem zweyten und dritten Faden, 
beyde im Aequator oder für einen Stern genommen, dessen 
Declination Null ist, so hat man (nach $.6) 
u. = (S — *) Cos d 
a — (t — ä) Cos d 
Auf diese Art wird man die Gröfse u und a durch eine grofse 
Anzahl von Sternen, besonders solcher, die dem Pole desAequa- 
tors sehr nahe stehen, mit der gröfsten Schärfe bestimmen. 
Kennt man so aundafür den Aequator, so sind diese Inter 
valle für jeden Stern, dessen Declination 5 ist, 
a 
Cos S 
und 
a 
Cos S 
Sind daher wieder r $ t die drey Beobachtungszeiten für den 
letzten Stern , so wäre, wenn die Intervalle gleich sind, die verbes 
serte Beobachtung des mittlern Fadens 
m T -f- 3 -f- t 
_ - - 
t ’ 1 
Sind sie aber ungleich , so geben diese drey Fäden nach der 
Ordnung folgende reduzirte Beobachtungen am mittleren Faden 
r + c 5 TJ 
2 
a 
1 ~ ciiTä 
und daher das Mittel aller 
T ± J g ~ a m , « — a 
3 3 Cos 6 3 Co.s ä 
Dies läfst sich leicht auf mehrere Fäden fortsetzen. Sind 
z. B. für fünf Fäden die äuisersten Intervalle u. 1 und a / , wo a'am 
nächsten an ec und a' an a liegt, so ist die Gorrection, die man an dem