Für z 
. . Laplace . 
, letzte Gleichung 
20° . . 
. . 2i"i 
2 1 " X 
40 
48.6 
48.5 
bo 
100.0 
CO 
&■ 
8o 
3 i 7 9 
. 317.4 
t 
00 
006.7 
006.6 
85 
590.2 
690.5 
86 
702.6 
708.0 
8? 
858.8 
858.6 
Am besten findet man die Theorie 
B e s s e 1 s Fundam, astronomiae. 
der Refraction entwickelt in 
5 - 
Um die Refraction für irgend eine Zenithdistanz unmittelbar 
aus Beobachtungen zu bestimmen, kann man, wie oben , die 
Polhöbe des Beobachtungsortes aus der gröbsten und kleinsten 
Höhe eines Circumpolarsterns ableiten, indem man die halbe 
Summe der beobachteten Höhen sucht, welche um die halbe 
Summe der den zwey Höhen entsprechenden Refractionen zu grofs 
seyn wird. Geht der Stern in seiner* obern Culmination nahe 
durch das Zenith , so ist seine Refraction nahe Null, während sie 
in der untern Culmination beträchtlich seyn wird. 
Ist H die Summe der gröbsten und kleinsten Höhe eines Circum- 
Polarsterns , und R die Summe der diesen Höhen entsprechen 
den Refractionen , so ist die scheinbare Polhöhe \ II, und' die 
wahre \ (H—R). Für einen andern, weiter vom Pole abste 
henden Stern seyen diese Summen H / und R', so werden wieder 
die beyden Polhöhen \ IP und \ (H'—R') seyn, also ist 
II' — PF =. II —R 
und da aus den Beobachtungen die Differenz H '-—*11 der schein 
baren Polhöhen gegeben ist, so kennt man die Differenz R'—R 
der Summen der zwey letzten Refractionen über die Summen 
der zw r ey ersten , nämlich 
R' —R = II' —H. 
Hätte man z. B. beobachtet 
i- 
Ton dem Polarstern ,. . gröbste Höhe 5 o° i/p 18 ' — h 
kleinste - - 46 49 45 = h.