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1 \ J 
bare (durch Refraction u. f. corrigirte) Höhe h' des Gestirns 
suchen , das Instrument auf diese Höhe stellen, und die Uhrzeit 
der Beobachtung mit dem Anfangs angenommenen Stundenwin 
kel vergleichen, woraus man sofort den Stand der Uhr erhält. 
Ist z. B. für die Sonne f h die wahre Höhe des Mittelpunktes , 
h / die scheinbare Höhe des obern Bandes, £ die Abweichung 
des Mittelpunktes und dp die Polhöhe, so ist für jeden Stunden 
winkel s 
Tg a = Cos s Cotg cp 
Sin h — ^—- Sin (a+J) 
Cos a vi/ 
h' = (h -f~ Halbmesser 0) -f Refr. — Parallaxe, 
wo die Refraction für die wahre Höhe 
(h + Halbmesser 0 ) 
nicht, wie gewöhnlich für die scheinbare Höhe gesucht wird. 
Berechnet man für seinen Beobachtungsort in einer Tabelle die 
Wert he von * 
Sin ? 
a und log • 
° Cos a 
etwa von 5 zu 5 Zeitminuten, durch mehrere Stunden vor und 
nach der Culmination , so wird dadurch die Anwendung dieser 
Methode sehr abgekürzt. 
' 5 - 6 . 
Um sich die Mühe der einzelnen Berechnungen zu erspa 
ren , oder auch, wenn man mit Multiplicationskreisen beobach 
tet, dividirt man die Summe der beobachteten Zenithdistanzen 
sowohl, als die der Beobachtungszeiten durch die Anzahl der 
Beobachtungen. Der Quotient der Zenithdistanzen wird für die 
Zenith dis tanz angesehen, die zu der Zeit gehört, welche dem 
Quotienten der Beobachtungszeiten gleich ist. Allein diefs Aer 
fahren setzt voraus , dafs sich die Zenithdistanzen , wie die Zei 
ten, also gleichförmig ändern, was nicht genau richtig ist. Wir 
wollen daher annehmen, dafs man die zwey Zenithdistanzen 
z und z‘ für die Zeiten t \ind U aus den Beobachtungen kenne. 
Man suche die Zeit t", für welche die Zenithdistanz 
z z' 
z" = 
■i 
gehört. 
Nach dem gewöhnlichen , so eben angezeigten Verfahren 
wäre