Full text: Handwörterbuch der Astronomie (3. Abtheilung, 2. Theil, 4. Band)

   
    
    
  
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
   
   
     
  
     
   
       
    
  
  
  
     
  
   
    
   
  
  
  
  
  
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. 
  
	        
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