1:50 Zeit, Ze'tbestimmung.
Rechnet man mit dieser Zenithdistanz, der Polhóhe q — 48? 19' 46'^8 unq
den zu den Vormittags- bezw. Nachmittagsbeobachtungen gehórigen Deklinationen
der Sonne: 8 — + 20° 11' 3""2 und 20° 14' 54""1 die Stundenwinkel nach
Formel (8), so erhält man:
7 zz 39^ 48^ 97-8] 9^ 48" 44765
Wahre Zeit: S 11 3219 3 48 4465
Zeitgleichung: — 3 39-73 — 5 3859
Mittlere Zeit: S 7 5946 3 45 606
Reducirte Uhrzeit: 8 17 9V84 3 54 34-16
Uhrstand: x = — 0* 99738 — 9» 28:-10.
Nach den Aufzeichnungen der meteorologischen Centralanstalt, Wien, war
für 1886 Mai 21: Barometerstand 748mm; Temperatur der Luft: Vormittags
-- 17?, Nachmittags + 25° (für die Zeit der Beobachtungen); die Reduktion
wegen des Unterschiedes in der Seehóhe betrágt — 9"; man hat daher anzu-
nehmen ; .
B = 739mm; Thermometer + 17° bezw. + 25°.
Nimmt man die Temperatur des Quecksilbers (inneres Thermometer) gleich
derjenigen der Luft (äusseres Thermometer), so wird die Summe der Correctionen
der Logarithmen der mittleren Refraction — 2010 bezw. — 3242, und damit die
Correction der mittleren Refraction nach meinen Tafeln (Publicationen der v,
KurrNER'schen Sternwarte I. Bd., pag. 207): — 3'*5 bezw. — 5'"6. Die hieraus
folgende Correction des Ubrstandes ist
; da" " sin z dz" s
4x m (= 4 E = ( PEUT #5) |
Die Rechnung ergiebt:
log sin z — 9:9043
log cos 9 = 98237
log cos à = 99724
log sin t = 9,9241 (Nachmittags 9:9243)
log À; = 8:8239
log dz | — 0,5441 (Nachmittags 0,7482)
log dt — 95521 9,7558
Correction von dx: —+ 05357 — 0570.
Daher mit Rücksicht auf wahre Refraction die Uhrstände
x == — 9729502 und x = — 9» 28761.
Das Universalinstrument giebt nicht unmittelbar die Zenithdistanzen an,
sondern zur Bestimmung derselben ist die Kenntniss des Zenithpunktes oder die
Beobachtung in beiden Kreislagen erforderlich. Da aber in der Zwischenzeit
der Stern seine Zenithdistanz geändert hat, so wird man aus den aufeinander-
folgenden Beobachtungen, nicht unmittelbar den Zenithpunkt, daher auch nicht
die Zenithdistanz ermitteln kónnen. Es reicht jedoch aus, wenn man zu den
Zeitbestimmungen einen genäherten Zenithpunkt verwendet, wenn man, nachdem
man eine gewisse Zahl von Beobachtungen in der einen Kreislage gemacht hat,
sodann das Fernrohr durchschlägt, und eine gleiche Zahl Beobachtungen in der
anderen Kreislage macht. Denn ist der Zenithpunkt mit einem Fehler À Z, be-
haftet, so werden aile Zenithdistanzen in der einen Kreislage den Fehler + A Z,,
in der anderen Kreisiage den Fehler — A L, haben, so dass der daraus resul-
tirende Fehler in der Zeitbestimmung, da das Azimuth sich nicht wesentlich
geändert hat, nach der Formel (3
"A.