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Als erste Methode ist darin die aus Messungen von Cireummeridian-Zenithdistanzen bestehende ange 
führt und zwar gibt die Tabelle II bei jeder Station die Beobachtungen, ihre Reduction*) und die daraus 
gewonnenen Einzelwerte der Polhöhe an. Die folgenden Tabellen (III und IV) aber geben die Zusammen 
fassung je zweier Beobachtungssätze desselben Sternes mit um 90° verschiedenen Kreisstellungen in einen 
Doppelsatz ä 6 Doppeleinstellungen und die Sonderung der Beobachtungen nach Morgen- und Abend 
messungen. Jede Zeile dieser beiden Tabellen liefert eine Bedingungsgleichung zur Bestimmung der Pol 
höhe cp und der Biegungsconstanten b. Die aus diesen Bedingungsgleichungen unter Annahme eines Nähe 
rungswertes für cp aufgestellten Normal gleichungen sind am Fuße der Tabellen aufgestellt und aufgelöst. 
Aus den beiden so entstehenden Werten von cp ist das arithmetische Mittel genommen und zwar 
das einfache, wenn die Gewichte der einzelnen Werte nicht sehr differieren; dagegen musste die Mittel 
bildung nach Gewichten vorgenommen werden, wenn die Zahl der Beobachtungssätze bei den Morgen- 
und Abendmessungen sehr verschieden war. 
Der Fehler des so erhaltenen Resultates der Circummeridian-Beobachtungen ist nur für dieses Mittel 
angegeben. Die Fehler der Gewichtseinheiten und der Einzelwerte aber sind nicht angeführt. 
Die zweite Methode der Polhöhenbestimmung — die Methode der Meridian-Zenithdistanzen oder 
Culminationshöhen — ist in der Tabelle V zum Ausdrucke gebracht. Diese enthält außer der gemachten 
Kreisablesung und den Daten zur Reduction derselben auch jene Bestimmungsgleichung, auf welche 
jeder einzelne Stern führt, wenn man für die Zenithpunktlesung und Polhöhe Näherungswerte einführt, 
ihre Verbesserungen AC und A cp und den Biegungscoefficienten b aber noch unbestimmt lässt. Die 
Normalgleichungen, die aus den Bestimmungsgleichungen abgeleitet sind, stehen am Schlüsse jedes 
Beobachtungssatzes. Bei ihrer Auflösung hat man nur den Wert von Acp und sein Gewicht angegeben; 
denn die Verbesserung AC ist von keinem weiteren Interesse, während die Biegungsconstante b meist 
mit einer so kleinen Gewichtszahl aus der Auflösung hervorgeht, dass ihrer Bestimmung wenig Vertrauen 
heizumessen ist. 
Am Schlüsse der Tabelle V ist das Mittel aus den Polhöhenwerten gebildet, die aus den einzelnen 
Messungssätzen resultieren. Die Fehlerberechnung stützt sich auf diese Mittelbildung, die hier gewöhnlich 
nach Gewichten erfolgt ist. Die Fehler der Gewichtseinheiten und der Einzelwerte sind auch hier nicht 
angegeben worden. 
Den Schluss des der Polhöhenbestimmung gewidmeten Abschnittes bildet die Vereinigung der nach 
den beiden Methoden gefundenen Resultate zu einem Endwerte der Polhöhe. Man hat dabei durchwegs 
an dem recht plausiblen und auch durch die Erfahrung verificierten Grundsätze festgehalten, dass in 
Hinsicht auf die Polhöhenbestimmung das Gewicht einer Einstellung von Culminationshöhen, dem 
Gewichte einer Doppeleinstellung von circummeridianen Zenithdistanzen gleichkommt. Der Endwert 
der Polhöhe einer jeden Station ist demnach auf diese Weise ermittelt, sein Avahrscheinlicher Fehler 
berechnet und endlich die etwa nothwendige Reduction auf das Centrum der Station angebracht worden, 
Avenn nämlich der Beobachtungspfeiler nicht über dem trigonometrischen Punkte gestanden war. 
*) Die Positionen der Sterne sind direct dem Berliner astronomischen Jalirbuche für 1889 beziehungsweise 1890, entnommen und die von 
a Ursae minoris wegen der täglichen Aberration corrigiert worden. 
Der Correction wegen des Nichteinspielens der Libelle des Mikroskopträgers liegt der variable Parswert zugrunde, welcher sich mit der 
jeweiligen Blasenlänge l aus der Gleichung 
Parswert = 1 ? 79 [1 -|- 0-155 (l — 30)] ergibt. 
Der Einfluss der Axenneigung wurde mit dem Pars wert der Axenlibelle (1 ? 43) berechnet.