22 
zur Zeit der ersten Beobachtung. Neunen wir die Sternzeit der 
ersten Beobachtung a (wodurch zugleich, da die Sonne kulminiert, 
die Rektascension der Sonne dargestellt wird), dann ist demnach die 
Sternzeit der zweiten Beobachtung (in gewöhnlichem Winkelmaße 
ausgedrückt) = a-(-Aa = a-f- 5° 26'59",25. Aus den rechtwink 
ligen Dreiecken TSM und TS,M, ergiebt sich aber: 
8in(a-f-/Xa).tg§ — tgd, 
sina.tge — tgd 
x tgd, — tgd.cosAa _ tg3°32'15" — tgl 0 H'20".cos5°26'59",25 
° tgd. sin Aa tg 1 U 11'20" . sin 5° 26'59",25 
,logcotga= 1,3197964 
a = 2° 44'29",5 = 0 h 10 m 57 s ,96 
Dies ist also die Sternzeit im wahren Mittage (zur Zeit der 
Sonnenkulmination) des 23. III. 1877. Hat man nun auch die 
Uhrzeit im Augenblicke der Sonnenkulmination beobachtet, dann liefert 
eine Vergleichung beider Zeiten den Fehler im Stande der Uhr. 
Mit der gefundenen Sternzeit erhält man sodann weiter: 
_ _tgd_ _ tg 1° 11'20" 
sina ~ sin 2°44'29",5 
Ekliptikschiefe s= 23° 27'19". 
Anderes Verfahren (s. Fig. 2).^ 
Die vorstehende Methode zur gleichzeitigen Bestimmung der 
Sternzeit und Ekliptikschiefe läßt sich dahin abändern, daß man für eine 
bestimmte, noch unbekannte Sternzeit gleichfalls durch Sonnenbeobacht 
ungen zunächst die Lage der Ekliptik gegen den Horizont ermittelt und 
dann Sternzeit und Ekliptikschiefe aus dem Dreieck TWN berechnet. 
Gesetzt, man habe gefunden zu unbekannter Sternzeit: 
Winkel der Ekliptik gegen den Horizont ip = 45° 6' 7",5 
Azimuth des Punktes N co, = 34° 8' 47",9 
Außerdem sei die Polhöhe cp — 51°28'38",2. Dann kennt man 
in dem Dreiecke WNT offenbar 
(Seite WN = 90° — 34° 8'47",9 
Winkel WKT = 180°—45°6'7",5 
Winkel W = 90° — 51° 28' 38",2 uni) 
* Das vollst, ausgef. Verfahren findet man in den von dem Verfasser in der Halle'schen 
„Wochenschrift für Astronomie" (1382) veröffentlichten Artikeln. 
durch A 
1. 
2. 
7. i 
An 
sondere 1 
A 
Die Fig, 
den nur 
durch d 
die meh 
mit eine 
ecks Zer 
Beobach 
Ai