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Z eitbe stiin mun g. 
der Astronom den Gang und die Angaben seiner Uhr durch Beobach 
tungen der Durchgänge von, ihrem Orte nach wohlbestimmten Sternen, 
durch den Meridian, am Passageuinstrumente. Die Beobachtung der 
Durchgänge eines Fixsterns hinter den verticalen Fäden des Instru 
ments giebt die Uhrzeit der Culmination, und indem man diese mit 
der berechneten Zeit des Meridiandurchgangs vergleicht, erhält man 
sofort den Fehler der Uhr. Selbstredend muss das Passageninstrument 
in seinen einzelnen Theilen berichtigt und genau im Meridian aufge 
stellt sein. 
Hat man kein Passageninstrument im Besitz, so kann natürlich 
die oben angegebene Methode der Zeitbestimmung nicht angewandt 
werden. 0Ibers hat jedoch für diesen Fall auf ein Verfahren hinge 
wiesen, das geeignet ist, sehr befriedigende Resultate zu liefern. Beob 
achtet man nämlich das Verschwinden eines Fixsterns hinter einem 
entfernten terrestrischen Objecte, z. B. einem Thurme, einem Blitz 
ableiter, so -wird dieser Stern, wenn das Fernrohr, mittels dessen 
man sein Verschwinden beobachtet, wieder in dieselbe Lage gebracht 
wird, jeden Tag zu derselben Sternzeit hinter das betreffende Object 
treten. Man kann aber dem Fernrohre sehr leicht stets nahe dieselbe 
Lage geben, wenn man z. B. seinen Stand auf einer Fensterbank oder 
auf dem Boden durch einen Strich bezeichnet. Kennt man nun die 
Correction der Uhr für einen Beobachtungstag, entweder aus correspon- 
direnden Höhen oder durch Vergleichung mit der Uhr einer Stern 
warte, so kennt man gleichzeitig die (mittlere oder Stern-) Zeit des 
Verschwindens des fraglichen Fixsterns für diesen Tag und kann daraus 
die Zeit für die übrigen Tage leicht ableiten. So beobachtet z. B. 
0Ibers das Verschwinden von o Coronae am 6. September 1800 um 
ll h 14 m 20,7’ mittlere Zeit von Bremen, während die Correction der 
Uhr (durch correspondirendirende Höhe bestimmt) -f- 8 m 57,6’ war. 
Der Stern verschwand also um ll h 23 m 18,3 mittlere Zeit. Am 
12. September verschwand er um 10 h 49 m 21’. Da die Acceleration der 
Fixsterne in 6 Tagen 23 m 55,4’ beträgt, so war an jenem Tage die 
mittlere Zeit seines Verschwindens: ll h 23 m 18,3' — 23 m 55,4’ = 10 h 
59 m 42,9’, die Uhr zeigte 10 h 49 m 21’, die Correction gegen mittlere 
Zeit betrug also + 10 m 21,9’. Ueber die Zeitbestimmung aus corre- 
spondirenden Höhen s. d. Artikel. 
Wenn die Polhöhe cp des Beobachtungsortes und die scheinbare 
Poldistanz p des Sternes, den man beobachtet, bekannt sind, so kann 
man die Zeit auch aus einer einzigen Höhe desselben besimmen. Nennt 
man nämlich die beobachtete und um die Refraction vermehrte Zenith 
distanz z, den Stundenwinkel s, so ist: 
cosz — smcp cosp 
s = r 1 —. 
cos cp smp 
Addirt man zu s die scheinbare Rectascension des Sternes, so hat 
man sofort die gesuchte Sternzeit der Beobachtung. Beobachtet man 
die Sonne, so giebt ^ unmittelbar die wahre Zeit der Beobachtung. 
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