Mikrometer und Mikrometermessungen.
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Der halbe Unterschied und die halbe Summe dieser Gleichungen geben:
0 = 152 (0, n 9, — REO cos D cos(à = 7) = (qq — dr)
2 = 2
r? = wi © — 8, — ED E zs D aos 4- 4) + d? 4- 250)
15 15 2
oder wenn
dp dq
P237 2.95 1508, —99 7 doh = 15, — 98) 77
… 4 dg u
gesetzt werden, wo die 27 TF fiir die Mitte der Zeiten genommen werden
miissen,
5 ap dq
= isa: - cos D cos (à + q) we; y
ap\? 152 dq?
p*-15? [i-o — 7) +a pros D costo adt 1 09) (22)
aus welchen Gleichungen x und 4 gefunden werden.
Da nun für den zweiten Stern analog
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Ya Tax d'+ q' — D = d',
wo x' und d' in derselben Weise erhalten werden, so ergeben sich die wahren
von Strahlenbrechung befreiten Coordinatenunterschiede aus:
Was b gs
8 —B5—g'—d-g-g.
Es wird selten nothwendig sein, diese strenge Auflósung anzuwenden; in
der überwiegenden Anzahl der Fälle wird man mit einer Näherung auskommen,
die auf der Vernachlässigung der zweiten und höheren Potenzen der Strahlen-
brechung beruht; nur wenn die Objecte dem Horizont sehr nahe stehen, wird
man auf die obigen Gleichungen zurückgehen müssen.
Zunächst sind hier die Ausdrücke für die Strahlenbrechung in Rectascension
und Declination und ihre Differentialquotienten nach der Zeit zu entwickeln.
Bezeichnen P den Pol, Z das Zenith, S den wahren, S' den mit Strahlenbrechung
behafteten Ort eines Sternes, so ist nach der angenommenen Bezeichnung
PS = 90— 3, PS!" = 90 — (à +g), S'PS — p, und wenn noch gesetzt wird
SS zo ZSP-— so erhilt man
sin p cos (à + gq) = sin p sin
cos p cos (à + g) = cos p cos à — sin p sind cos n
sin (à + q) = cos p sin à + sin pcos à cos n
aus welchen Gleichungen ? und 4 berechnet werden kónnen. Aus denselben
Gleichungen folgen durch Differentiation
d ; d : 5 Ben DS
cost (à + 9) GE = sin moss GE + sin p(cos p cos h cos m — sin p sin b) 51
dg : ; do : ‚SAN
3 7 — = ; Ct rrr va
cos (à + q) Ti (cos p cos à cos n — sin p sin 9) 7; — Sin pcos b sin 2;
oder wenn man berücksichtigt, dass
dp dp dz : do dm cos 9 cos a
CAE kem ce eie km és ol tle
dt dz dt SEND 7 dt sine ^
Sic
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