Die Messungs- u. Eecluctionsmethoden in der astronom. Photographie. 115 
8* 
(2) 
t g d — 
oder wenn tg (D + cp) = 
y — 2 [y + f tg D) sin 2 1 ci cos 2 D 
/'— 2 ( 2 / 4 - / - tg* D) sin 2 a sin D cos D ’ 
tg D 
cos a 
gesetzt wird: 
(3) 
y 
tg [cl — cp) = V (1 + sin 2 D tg 2 a) (1 — cos 2 1) sin 2 a) 
— tg 2 a sin D cos D 
n 
— cos 2 D sin 2 ci 
+ sin 2 D tg 2 a 
Bezeichnet man die Focalweite im Bogenwerthe mit q, wobei die 
q 
Einheit von q so gewählt ist, dass ~j—P na h e gleich l ist (für die für 
die Himmelskarte bestimmten Refractoren wird die Einheit von q also eine 
Bogenminute), so kann man a und d bis auf Glieder der dritten 
Ordnung einschl. in Einheiten von q [ 1') ausdrücken durch: 
m 1 1 / 1 
(4) ci = px ^TZTTi — I P x 
cos D 
py 
sin D 3 q 2 
(1 
cos I) — py 
a L 
sin D 
Q 
pZyi 
d — py — q sin 2 \ ci sin 2 1) — \ py cos 2 D — ^ ^ 
n 2 
+ P 2 y 2 2^3 Bm22> 
r 
sin 2 D sin 2 D • 
In den meisten Fällen, d. h. bis zu xibständen von 1 ° und Declinationen 
von 65°, können die zwei letzten Glieder in cl vernachlässigt werden. 
Da p wenig von der Einheit ab weicht, kann n 
man setzen j? = 1 -\-p', d. h. man hat zu den 
gemessenen x und y die kleinen Corrections- 
grösßen p’x und p’y hinzuzufügen, die man aus 
einer ein für allemal berechneten Tafel entnimmt. 
Zur Berücksichtigung der normalen Distorsion 
an beliebig liegenden, auf der Platte gemessenen 
Distanzen hat WiIsing*) Formeln entwickelt. 
Es sei f = MO der Abstand der Platte vom 
Hauptpunkte des Objectivs, M der Durchschnitt 
der optischen Axe mit der Platte, ferner sei 
Pmn = mOn , d n = ^4 MOn, so ist: 
q 2 = f 1 {sec 2 d m 4 - sec 2 d n — 2 sec ö m sec d n cos p mn ) oder 
K ) Nach gefälliger persönlicher Mittheilung.