Full text: Elemente der physischen Astronomie (Dritter Theil)

Es ist daher nur noch übrig, die Werthe von 
*tl. zu sueiien. Zu diesem Zwecke gibt die letzte Gleichung des 
d t 
7, wenn man sie in Beziehung auf r / , b und t differentiirt, 
d r' r' , 
= — und 
db b 
2 m W 
i ()oo , 53 m b Sin r. 
i-f-mt 2 (l-f-m t)* .B Y/i-{-mt + (i 5 .lh 14 Cos z)’ 
also auch, wenn man in diesen beyden Ausdrücken t = o und 
b = B und daher r y = r setzt, 
d r r , 
— == _ und 
db B 
1900 .53 m Sin z 
d t 
= — 2 m r 
2 X/ 1 ~}~ (* 5 .8114 Cos z)‘ 
Substituirt man diese Werthe von und in den ror- 
d b dt 
herffehenden Ausdrücken von n und n', so erhält man 
O 1 
I 
95o Sin z 
r y' 1 —(1 - 5 .8114 Cos z) 2 
und n / = 1 
und wenn man so die Gröfse n kennt, so ist die gesuchte ver- 
besserte Refraction 
==1 ( 5 ) (l+ml) 
Sammelt man alles Vorhergehende, so ist die mittlere Re 
fraction 
iso". 2 Sin z 
Cos z-f- \/ 0 • °°4 -f-Cos a z 
«der zur bequemeren Berechnung 
lg^ = 
\/o.004 
Cos z 
l2o' ; . 3 4' 
— . Sin z te —• 
\/o.004
	        
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