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— Die absoluten Messungen. —
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„A new and accurate method of fiudiiig a ship’s position at sea by projection
on Mercator’s chart. Boston 1843 in 8. (2. ed. 1845)“ verweisend, teils auf
die einfache Behandlung in „Chauvenet, Manual of astronomy (I 424—29)“ und
die erwähnten nautischen Specialwerke.
30!). Die Horrebow-Talcott’sclie Methode. — Verfügt
inan über ein Fernrohr, das sich um eine vertikale Axe drehen
lässt, ferner einen zum Horizontalfaden messbar verschiebbaren
Parallelfaden besitzt, und wählt zwei zenitale, sich in Rektascension
wenig unterscheidende Sterne aus, deren Deklinationsmittel nahe
der Polhöhe entspricht, — stellt nun, vorausgesetzt, der südliche
Stern habe die kleinere Rektascension, den Horizontalfaden auf
diesen bei seiner Culmination ein, — dreht sodann das Instrument,
ohne die Höhenlage des Fernrohrs zu verändern, nach Norden, —
wartet nunmehr die Culmination des zweiten Sternes ab, — und
stellt während derselben den beweglichen Faden auf ihn ein, so
kann man, wie schon Pet. Horrebow lehrte und seither A. Talcott
neuerdings hervorhob, ohne eines geteilten Kreises zu bedürfen,
eine brauchbare Polhöhenbestimmung erhalten, indem man das
Deklinationsmittel der beiden Sterne um die halbe Bewegung des
Fadens vermehrt a .
Zu 3<>9: a. Bezeichnet <p die Polkölie, d die Deklination eines Sternes,
z seine an einer von Nord über Zenit nach Süd laufenden Teilung abgelesene
Zenitdistanz, Az den im Sinne der Teilung gezählten Abstand des wahren
Zenitpunktes von dem benutzten, b die im gleichen Sinne gezählte Biegung,
und endlich r die Refraktion, so hat man für einen südlich culminierenden
und für einen nördlich culminierenden Stern, wenn vor seiner Beobachtung
das Fernrohr um 180° gedreht wird,
wo das Glied ‘/ 2 (z, — z 2 ) offenbar mit der Hälfte des bei der oben beschriebe
nen Beobachtungsweise gefundenen Abstandes m der beiden Faden überein
stimmt. Besitzt das Fernrohr an seinem Okularende einen Aufsuchekreis mit
einer etwas empfindlichen Libelle, so ergiebt die halbe Differenz 1 der an ihr
vor und nach der Drehung gemachten Ablesungen einen brauchbaren Wert
für V* (Az, — Azj), Ferner darf die Refraktion bei Anwendung zenitaler
Sterne, zumal nur der Refraktionsunterschied in Rechnung fällt, der Tangente
der Zenitdistanz proportional gesetzt werden, so dass, wenn « die mittlere
Refraktionskonstante und z die mittlere Zenitdistanz bezeichnet,
V* ( r i — r i) = V* «(Tg z, — Tg z 2 ) ;=;«'• m wo «' = « • Se ä z • Si 1“
ist, und sich nach Bessel die Werte
z = 0° 5 u 10« 15° 20°
«' = 0",0168 0'\01G9 0",0173 0",01S0 0",0190
Stern
<P — d, = z l — Az, + r, — b.
1
d 2 — (f == z 2 — Azj + r 2 — b 2
folglich aus Kombination dieser beiden Gleichungen
9 _ ~ d i + z, — z 2 _ Az, — Az 2 _j_ r, — r 2 _ b, — b,
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