p = 210°+$s tg*(<) + <J') 
v = p — Q . 
Hat man nun r und v bestimmt, so besteht die bequemste Methode 
darin, Positionswinkel und Distanz eines jeden Sternes der Platte vom 
Punkte 0 aus zu bestimmen, die dann in Rectascensions- und Declina- 
tions-Differenzen umgerechnet werden müssen. Dann werden die für den 
Anhaltstcrn gefundenen z/a und z/ö, an 0 angebracht, die Positionen der 
Sterne geben. Diese Methode, alles auf 0 zu beziehen anstatt auf einen 
der Anhaltsterne, giebt bequemere Formeln, da dann x — o, y — o, q = o, 
o und y = o wird. 
Gleichung (3) wird dann 
d d :i 
s = — cosec 1 — 4- — cosec 1 , 
(8) wird p = Q + v , 
wobei d und Q gefunden werden aus 
d sin Q = y 
d cos Q — x . 
Der so erhaltene Positionswinkel p entspricht dem Punkt 0 am 
Himmel, und um z/a und z/d abzuleiten, ist es nothwendig, zu p die 
Bessel’sche Correction hinzuzufügen: 
y’ = tg ö sin p + {-s 2 sin p cos p (1 + 2 tg 2 d) sin 1", 
wo ö die Declination des Punktes 0 ist. Wenn diese Correction an 
gebracht ist, hat man das Mittel der Positionswinkel an den beiden Sternen, 
und sind dann die weiteren Correctionen für Refraction, Präcession etc. 
angebracht, so kann für jeden Stern z/a und z/ö in Bezug auf 0 ge 
rechnet werden. Sind direct Positionswinkel und Distanzen gemessen 
worden, so werden die Endformeln natürlich noch sehr vereinfacht, indem 
nur noch die beiden Formeln für s und p übrig bleiben; an p muss aber 
auch dann natürlich die Correction y’ angebracht werden, ehe z/a und 
z/ö berechnet werden können. 
Für die Berechnung der Refractionen, welche an 5 und p anzubringen 
sind, hat Jacoby*) Formeln entwickelt, die aber, wie schon Chan die r**^