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Auf dieselbe Weife kann man auch unmittelbar die mittlere
Zeit der Beobachtung linden. Ist nämlich «, wie zuvor, die
scheinbare Rectascension des beobachteten Sterns , und, M die
Rectascension der mittler n Sonne für den Mittag des Beob
achtungstages (aus den Ephemeriden) beyde auf Zeit
( i 5 ° = « h )
gebracht, und hat man, wie oben, den Stundenwinkel s ge
sucht, so ist die ei'ste genäherte mittlere Zeit der Beobachtung
T =. ¿x — M — 1 — ■ r
lt»
und dieser Ausdruck würde vollkommen richtig seyn, wenn
die mittlere Sonne seit dem Mittage des Beobachtungstages ihre
Rectascension nicht geändert hätte, oder wenn während dem
Mittag und der Beobachtung die mittlere Zeit gleich der Stern
zeit gewesen wäre. Da diefs aber nicht der Fall ist / so mufs
man die vorhergehende Gröfse T, die in Sternzeit ausgedrückt
ist, auf mittlere Zeit bringen. Man hat daher die verbesserte
mittlere Zeit der Beobachtung, nach dem Vorhergehenden,
T — 0.0027304 T
wo T in Stunden und deren Theilen ausgedrückt ist.
Ex. Karsten N i e b u h r beobachtete in Alexandrien , den
ii, October «76», um io h 56 ' 25 " Uhrzeit die
Zenithdistanz Aldebarans
6i° 27' 3 o"
Der Fehler des Instruments war
— 3 ' o"
die scheinbare Rectascension des Sterns
a = 4 h 22/ *6" 35
die scheinbare Declination
ö — 16 6 o 7 39" 65
Die Polhöhe
Die Refraction
und
also ist
<i> = 3 i° i 3 "
1 44" 2
M = i 3 h 20' /j 3 y/ 9265
H 2