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d' + 1 5 (Sr —$V 
Cos 2 Si /\ a 
4 d‘'• 
wo d' di« ohne Rücksicht auf die eigene Bewegung des Gestirns 
berechnete Distanz der Sehne AB , von dem Mittelpunkte C des 
Feldes bezeichnet. 
Wenn die beobachteten Gestirne nahe am Horizont sind, 
so mufs man nicht nur auf ihre Refraction, welche ihre Recta* 
scension und Declination ändert, sondern selbst auf die Verän 
derung dieser Refraction in dem Punkte Aund B Rücksicht neh 
men. Wir wollen sehen, wie man dies am bequemsten thun 
könne. 
f Wenn siöh diese Refraction während dem Durchgänge der 
Sterne durch das Rohr nicht merklich ändert, so wird der Stern 
noch immer eine dem Aequator parallele Sehne beschreiben. Ist 
also, wie zuvor, Sr Sr* die Zeit des Ein-und Austritts des Sterns , 
und d' die Distanz des Sterns vom Mittelpunkte des Feldes, 
die man ohne Rücksicht auf Refraction nach §. 6 gefunden hat , 
so ist, wenn r die zu der Höhe des Sterns gehörige Refraction, 
und nr den parallaetischen Winkel des Gestirns (zwischen dem 
Vertikal - und Declinationskreis) bezeichnet, der von der Re 
fraction corrigirte Durchgang des Sterns durch den Stunden 
kreis 
und seine corrigirte Entfernung vom Mittelpunkte des Feldes 
Verändert sich aber die Refraction während dem Durchgänge 
des Sterns um dr, so wird er nicht mehr die auf E D parallele 
Sehne AB, sondern die Sehne Ab beschreiben, und während 
dem Durchgänge des Sterns wird seine Rectascension um 
3 ' Sr = 2 T , 
r Sin 7T 
iS Cos $ 
D = d' — r Cos 
d r Sin iz 
Cos 6' 
und seine Declination um 
d r Cos v 
verändert werdpn. Ist also 
& — 3 = 
2 r