Zeit, Zeitbestimmung. 169
dA dA
As — 15 (5), «x15 (55)
4;
1
EISISAC TA
sein, Endlich muss, da man Zeit. und Polstern nicht gleichzeitig beobachten
kann, die Beobachtung des Polarsterns um A früher begonnen werden, so dass
man als Zeit des Beginnes der Beobachtungen « -— x — A nehmen muss. Die
Zenithdistanz des Polaris folgt aus der Ephemeride, für diejenige des Zeitsterns
kann seine Meridianzenithdistanz
269-3 (d)
genommen werden. Der parallaktische Winkel des Zeitsterns folgt aus
folglich
X
cos® . cos © sin à
sing = sin As = ———— e
7 cos à ? SIN 3 (e)
Da man nur cos g braucht, so wird die geringe Aenderung, welche aus der
: ‘ dA : .
Einstellungsänderung (3) folgt, belanglos; dann können die Fadenreductionen
cm
für jeden Stern nach
uz f seco setq (f)
berechnet werden oder man rechnet eine Deklination 3, nach
cosd, = cosd cosq (g)
und entnimmt die Fadenreductionen einer allgemeinen Tafel der Faden-
reductionen mit der Deklination 8y [wegen v — / sec 8, ].
Die Werthe 8,, Z,, 4;, Zj, 99 kónnen für diejenigen Sterne, welche man
für diese Beobachtungen wáhlt, für einen gegebenen Beobachtungsort tabulirt
werden. Die Berechnung der Beobachtungen erfolgt nach
:—4[(— »)— (v — 9)
m cos M — sin (à — 8) cosa
m sin M = sin (à + 0) sins
m sin (M + 0,) = fange cosà cosd' sin 2 x
i sin (3 + z') + c (sinz + sins’)
§=0,+ m cos cos (M + 95)
t=0—1, x=1¢-+0—¥
(A)
oder
isin (z + 2') + c (sin z + sin 3’)
tee (0,3) 0e 5) + m cos g cos (M + 04)
Da M -- 8, nahe 180? und z nahe cos 8 ist, so kann man für dem Aequator
nahe Sterne die Correction wegen Neigung auch einfach schreiben:
isin(g--z)
COS ©
Die Formeln (A) lassen sich noch in eine andere Form bringen, die mit-
unter vorgezogen werden kann. Man erhält nämlich durch Einführung der Pol-
distanz p = 90° — 5' des Polaris
m sin M = sin x cos (à — p)
m cos M == — cos x cos (à + p).
Multiplicirt man diese Gleichungen mit cost und siæ und addirt, so folgt
m sin (M + x) = sin à sin p sin 2,
während die Gleichung für 0, in
I
i E
i M à
| Hw
M IB
| 4
n i
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1 |
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