Mikrometer und Mikrometermessungen. 
die zweiten und' hóheren Potenzen der Fehler und ihre Producte übergangen 
werden: 
| t=T +1 — x sinttäng d + y cos t tang d — i'tang d + k sec d 
Ally, — &t0$ q cos t — Dcos o sintsec d 
\ d="D + c— x cost — y sin t + b (sine cos d — GS dint) 
£m T' + y — 180° — x sin ttang d + y cos ttang d + i'tang d — ksecd 
Af > 4 a cos @ cos 1 — Deos o sint sec d 
d — 180? — D' — c — x cos t — y sin t -- b (sin qcos d — cos q sin d cos t). 
Es geht‘ hieraus zunächst hervor, dass die Coordinate x zugleich mit dem 
Biegungscoéfficienten b am einfachsten und sichersten bestimmt wird, wenn man 
die Declinationen einer Anzahl von passend gelegenen Sternen in der Nähe 
des Meridians beobachtet und mit den bekannten Werthen vergleic ht. Dabei 
wird es zweckmässig sein, die Beobachtungen in beiden Achsenlagen und 
symmetrisch zum Meridian anzustellen. Nimmt màn dann aus den Ablesungen 
des Declinationskreises in jeder Lage das Mittel und vereinigt diese Mittel 
wiederum zu einem Mittelwerth, so giebt, wenn 9 die Declination der Ephemeride 
und 4 der' Betrag dersStrahlenbrechung ist, jeder Stern eine Gleichung von 
der Form : 
O. C. x — é sin (g — 0) = 90° — gs —à—4q-—Jysint 
! 
D'— D : 
D.C Sb sin(g-- 0) =3+9—90°+ 77 ry smt 
wo bei der Kleinheit von 7 ein ganz beilüufiger Werth von y zur Berechnung 
des letzten Gliedes ausreicht. 
Die Coordinate y und die Winkel der Achsen werden am leichtesten er- 
halten, wenn man die Durchgánge von Sternen verschiedener Declination in der 
Náhe des Meridians in beiden Lagen der Achse beobachtet. Für die Bestim- 
mung von y genügt es, einen Aequatorstern mit einem Polstern oder zwei Pol- 
sterne, deren einer sich nahe in oberer, der andere in unterer Culmination be- 
findet, zu combiniren. Bezeichnen $ die Uhrzeit und A U die Reduction derselben 
auf Sternzeit, a die wahre und a + p die durch Strahlenbrechung afficirte Rectas- 
cension des Sternes, so folgt aus dem Mittel der Beobachtungen in den beiden 
Achsenlagen: 
l. Stern. xy Zang d, 94,-- A U,— (a,4- 2,)— T4— 1 + 90°+ x sin # tang d, ee? C. 
9. Stern de Ma dicc AT, — (a52- 3)— T'4— 14- 90? 2- x sin t,fang d,| | U.C 
mithin aus der Subtraction beider Gleichungen: 
J tang d, zp. lang d) —84— 9, — (a5 — 01)— (75— 74)2- AU,— AU, — (fa— £1) 
+ x (sint, tang d, — sin f, ang d), 
wo auf der rechten Seite, wenn die Beobachtungen rasch aufeinander folgen, die 
Gróssen AU, — AU, und meist auch ?, — ?, übergangen werden kónnen und zur 
Berechnung des letzten Gliedes, wenn es überbaupt merklich wird, ein genáherter 
Werth von x genügt. Bildet man ferner die Unterschiede der Beobachtungs- 
zeiten und Ablesungen des Stundenkreises in den beiden Lagen der Achse und 
setzt zur Abkürzung: 
y Yel Ter T° 2 , #'—L pf. o.c. 
Te 
  
  
  
= — — °— x fan + 
n 2 5 +90°E x tang d sin 5 b cos q sec d sin- 5 
so giebt jeder Stern eine Gleichung von der Form 
O6. 
U: C. 
d'tang d — ksecd Æacosg=n | + 
in! 
de 
ei 
ge 
na 
ia 
ur 
P 
di