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Sey ©', 0", Q ut die Zwischenzeit zwischen der ersten und 
letzten, zweyten und vorletzten, dritten und vorvorletzten Be 
obachtung u. f., und T die Summe aller Beobachtungszeiten, 
Z die Summe aller Zenithdistanzen, und endlich 2n die Anzahl 
der Beobachtungen. Man suche 
A = \ ( 0 S + 0" 2 4- ©'" 2 +) Sin i" 
so ist die Zeit t, zu welcher die Zenithdistanz — gehört, gleich 
T A 
t = - + j- M . . . ( 1 Y) 
2n 1 4 n 
Yergl. Berl. Jahrb. i8iö. p. 128. 
Die Gröfse A bann man sehr bequem aus einer Tafel neh 
men, die mit dem Ai’gumente © die Gröfse 
2 Sin 2 1 0 
Sin i' 
£ © 2 Sin 1 “ 
gibt. Vor der Culmination oder auf der Ostseite des Meridians 
ist der zweyte Theil der Gleichung 1 Y. negativ. Da ferner 
Sin P Sin s 
Sm O) = Ö-T — 
bin z 
■ t 
wenn u> das Azimut, so ist auch 
M — Cotg m (Cos 4 — Sin 4 Cos w Cotg z) 
Damit also M oder die Correclion 
M A 
4 n 
nicht zu grofs werde , wird man co sehr nahe an qo° oder 270° 
nehmen, ein Yortheil dieser Methode, ->veil Beobachtungen in 
der Nähe des ersten Yertikalkreises, wie w ir bald sehen wer 
den, überhaupt zur Zeitbestimmung am besten sind. 
I. Endlich läfst sich noch auf eine für die Ausübung beque 
mere Weise der Stand der Uhr aus den zwey Uhrzeiten bestim 
men, in welchen zwey bekannte Sterne eine obwohl unbe 
kannte Höhe erreichen. 
Ist xS die Rectascension und Declination des in der täglichen 
Bew egung vorangehenden Sterns , ct'S' dasselbe für den folgenden , 
r der vom Frühlingspunkte in der Zwischenzeit beschriebene 
Bogen oder die in Grade verwandelte Sternzeit der Zwischen 
zeit der Beobachtungen , und 0 der Winkel beyder Stunden 
kreise, in welchen die Sterne beobachtet wurden, so ist, wenn 
der Stern im östlichem Stundenkreise zuerst beobachtet wor 
den ist, 
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