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§■ 'B. 
Da es aber nicht so leicht ist, die beyden Fehler, von wel 
chen wir in N. III. IV. des 16 gesprochen haben, völlig weg 
zubringen , und da sie durch Temperatur u. dgL sich täglich än 
dern können, so fodert. eine vollständige Korrection des Mit 
tagsrohres die Bücksicht auf alle drey Fehler. 
Es sey also die Ebene, welche die Collimationslinie be 
schreibt, weder der Meridian noch ein Vertikalkreis, sondern 
irgend eine willkührlich gegen den Meridian oder den Aequa 
tor geneigte Ebene , deren Gleichuug ist 
Z = M X — N Y -f P . . . (I) 
Wir wollen voraussetzen, dafs von diesen rechtwinklichten 
Koordinaten X Y in der Ebene des Aequators , und XZ in der 
des Meridians liegen. 
Bezeichnet man den Ort des ersten Sterns , weichen man 
in dieser Ebene beobachtet hat, durch drey analoge Koordi 
naten xyz, so hat man folgende Bediugungsgleichung 
z — M x — N y -f- P 
und zwey folgende Sterne, für welche wir die Koordinaten mit 
einem und zwey Strichen bezeichnen wollen, geben eben so 
z‘ — M x? ■— N y' -}~ P 
z“ = M x /J — Ny^-fP 
Um daraus die Gröfsen M,N, P, welche die Lage .unse 
rer Ebene bestimmen, auf eine zur Ausübung bequeme Art abzu 
leiten , sey s 5 der Stundenwinkel und die Declination des er 
sten Sterns, so hat man, wenn man seine Entfernung von dem 
Beobachter der Einheit gleich annimmt, 
x = Kos 5 Kos s 
y .= Kos 5 Sin s 
z =. Sin 5 
und ähnliche Ausdrücke hat man für die beyden andern Sterne. 
Substituirt man dann diese Werthe der Koordinaten in den vor 
hergehenden drey Gleichungen , und setzt der Kürze wegen 
A = Sin V — Sin 
A' = Sin 5 — Sin 5" 
A /y = Sin 5 — Sin 5' 
und V — Sin (s' — s'') Sec ö