VIII
Als erste Methode ist darin die aus Messungen von Cireummeridian-Zenithdistanzen bestehende ange
führt und zwar gibt die Tabelle II bei jeder Station die Beobachtungen, ihre Reduction*) und die daraus
gewonnenen Einzelwerte der Polhöhe an. Die folgenden Tabellen (III und IV) aber geben die Zusammen
fassung je zweier Beobachtungssätze desselben Sternes mit um 90° verschiedenen Kreisstellungen in einen
Doppelsatz ä 6 Doppeleinstellungen und die Sonderung der Beobachtungen nach Morgen- und Abend
messungen. Jede Zeile dieser beiden Tabellen liefert eine Bedingungsgleichung zur Bestimmung der Pol
höhe cp und der Biegungsconstanten b. Die aus diesen Bedingungsgleichungen unter Annahme eines Nähe
rungswertes für cp aufgestellten Normal gleichungen sind am Fuße der Tabellen aufgestellt und aufgelöst.
Aus den beiden so entstehenden Werten von cp ist das arithmetische Mittel genommen und zwar
das einfache, wenn die Gewichte der einzelnen Werte nicht sehr differieren; dagegen musste die Mittel
bildung nach Gewichten vorgenommen werden, wenn die Zahl der Beobachtungssätze bei den Morgen-
und Abendmessungen sehr verschieden war.
Der Fehler des so erhaltenen Resultates der Circummeridian-Beobachtungen ist nur für dieses Mittel
angegeben. Die Fehler der Gewichtseinheiten und der Einzelwerte aber sind nicht angeführt.
Die zweite Methode der Polhöhenbestimmung — die Methode der Meridian-Zenithdistanzen oder
Culminationshöhen — ist in der Tabelle V zum Ausdrucke gebracht. Diese enthält außer der gemachten
Kreisablesung und den Daten zur Reduction derselben auch jene Bestimmungsgleichung, auf welche
jeder einzelne Stern führt, wenn man für die Zenithpunktlesung und Polhöhe Näherungswerte einführt,
ihre Verbesserungen AC und A cp und den Biegungscoefficienten b aber noch unbestimmt lässt. Die
Normalgleichungen, die aus den Bestimmungsgleichungen abgeleitet sind, stehen am Schlüsse jedes
Beobachtungssatzes. Bei ihrer Auflösung hat man nur den Wert von Acp und sein Gewicht angegeben;
denn die Verbesserung AC ist von keinem weiteren Interesse, während die Biegungsconstante b meist
mit einer so kleinen Gewichtszahl aus der Auflösung hervorgeht, dass ihrer Bestimmung wenig Vertrauen
heizumessen ist.
Am Schlüsse der Tabelle V ist das Mittel aus den Polhöhenwerten gebildet, die aus den einzelnen
Messungssätzen resultieren. Die Fehlerberechnung stützt sich auf diese Mittelbildung, die hier gewöhnlich
nach Gewichten erfolgt ist. Die Fehler der Gewichtseinheiten und der Einzelwerte sind auch hier nicht
angegeben worden.
Den Schluss des der Polhöhenbestimmung gewidmeten Abschnittes bildet die Vereinigung der nach
den beiden Methoden gefundenen Resultate zu einem Endwerte der Polhöhe. Man hat dabei durchwegs
an dem recht plausiblen und auch durch die Erfahrung verificierten Grundsätze festgehalten, dass in
Hinsicht auf die Polhöhenbestimmung das Gewicht einer Einstellung von Culminationshöhen, dem
Gewichte einer Doppeleinstellung von circummeridianen Zenithdistanzen gleichkommt. Der Endwert
der Polhöhe einer jeden Station ist demnach auf diese Weise ermittelt, sein Avahrscheinlicher Fehler
berechnet und endlich die etwa nothwendige Reduction auf das Centrum der Station angebracht worden,
Avenn nämlich der Beobachtungspfeiler nicht über dem trigonometrischen Punkte gestanden war.
*) Die Positionen der Sterne sind direct dem Berliner astronomischen Jalirbuche für 1889 beziehungsweise 1890, entnommen und die von
a Ursae minoris wegen der täglichen Aberration corrigiert worden.
Der Correction wegen des Nichteinspielens der Libelle des Mikroskopträgers liegt der variable Parswert zugrunde, welcher sich mit der
jeweiligen Blasenlänge l aus der Gleichung
Parswert = 1 ? 79 [1 -|- 0-155 (l — 30)] ergibt.
Der Einfluss der Axenneigung wurde mit dem Pars wert der Axenlibelle (1 ? 43) berechnet.
