Internationale Längenvermessung 193.-3 
9 
zu verwenden. Die Erfahrungen gehen wie auch an manchen anderen Sternwarten dahin, daß die 
Beobachtungen von Sternen unterer Kulmination (im folgenden als UfsT-Sterne bezeichnet) „zu ungenau“ 
sind. In der Tat wird man auch ohne Beobachtung von IVv-Sternen keinen wesentlichen Fehler für den 
laufenden Zeitdienst begehen, mau unterläßt nur die wertvolle Gelegenheit, systematische Fehler zu 
bestimmen, wie dies gerade durch die Beobachtung von f/W-Sternen möglich ist. 
In diesem Zusammenhang möchte ich darauf hinweisen, daß anderwärts z. B. das aus Beobachtungen 
einer Polarissima gewonnene Instrumentenazimut graphisch verbessert wird, indem die damit reduzierten 
Beobachtungen der einzelnen Sterne einer Zeitbestimmung nach tg d aufgetragen werden, wobei eine 
Neigung der ausgleichenden Geraden als Verbesserung desAzimutes angenommen wird. Die in Lehrbüchern 
gelegentlich vertretene Auffassung, das Azimut sei aus einem Stern oberer und einem Stern unterer 
Kulmination zu bestimmen, damit dann die beobachteten Zeitsterne zu verbessern, dürfte bei keinem 
praktischen Zeitdienst Anwendung finden. Man wird, wie die eben wiedergegebene Methode beispielhaft 
belegen soll, immer auch die Zeitsterne berücksichtigen. Daß für die Längenvermessung auch ZZST-Steroe 
beobachtet wurden, sei im voraus bemerkt, diese Beobachtungen haben aber nur zur Untersuchung 
systematischer Fehler gedient. 
Im allgemeinen wird bei völlig klarem Himmel auf der Seewarte die Zahl von 10 Sternen einschließlich 
der polnahen Sterne oberer Kulmination für eine Beobachtung gewählt, bei Beobachtungen durch 
Wolkenlücken eine größere Zahl. Die Zeitbestimmungen der Längenvermessung, soweit sie nicht vorzeitig 
abgebrochen wurden, beruhen auf 10 bis 15 Sternen. Die Neigung wird vor und nach jeder Beobachtung 
eines Sternes abgelesen, so daß also immer Libellenablesungen aus beiden Achsenlagen zur Verfügung 
stehen, die Libelle wird dafür aber nicht umgehängt. Von jedem Stern werden 10 Kontakte jeder 
Instrumentenlage abgelesen und gemittelt. Bei südlichen Sternen wird zumeist nur jeder dritte Kontakt 
verwendet, um über ein größeres Zeitintervall zu messen, bei Zenitsternen jeder zweite, bei Polsternen 
dagegen häufig jeder Punkt. Bei Beobachtungen, die durch Wolken gestört werden, finden Abweichungen 
von diesen Regeln statt. 
Die Reduktion der Zeitbestimmungen kann nach den Formeln von Bessel, Tobias Mayer oder Hansen 
geschehen. Sie geschah auf der Seewarte früher nach Hansen, also nach 
« — V — A 1' ~ i sec g -t. n (tg <5 — tg <j l, 
wobei das Herausfallen des Kollimationsfehlers durch Umlegen des Instrumentes während jedes Stern- 
durchgangs bereits berücksichtigt ist. Definitionsgemäß ist n nicht unabhängig von der Neigung, da 
n ~ i sin f — k cos </. Man pflegt deshalb hei Meridiankreisbeobachtungen wohl auch i nur einmal 
während der Zeitbestimmung zu ermitteln und nach Bestimmung des n aus « — U = A U -f- n tg d das 
Mittel der ganzen Zeitbestimmung um i sec f — n tg 7 zu verbessern. Bei der Seewarte wurde jedoch 
das bei jedem Stern bestimmte i vor der Ermittlung des Azimutfehlers in Rechnung gezogen und 
(1) « — U— i sec f =■ (¿1 U— n tg f) -4- n tg d 
zur Errechnung von A U und n verwendet. 
Erst als zu Beginn der Längenvermessung die schädliche Einwirkung einiger Roststellen an bestimmten 
Stellen der Zapfen (die bereits erwähnte unregelmäßige Form der Zapfen) durch die Neigungsablesungen 
für gewisse Zenitdistanzen klar zum Ausdruck kam, wurde die Tobias Mayersche Formel verwendet, 
die eine saubere Trennung der einzelnen Fehler ermöglicht. Der Bestimmung von ¿1 U und k lag also 
jetzt die Formel 
(2) (« — U) — i I = AU+kK 
zugrunde. 
Es ist selbstverständlich, daß Unregelmäßigkeiten der Zapfen für einzelne Zenitdistanzen auch im 
Azimut von Einfluß sind. Die unmittelbare Berücksichtigung dieses Einflusses geschah nicht, die Fehler 
wurden nachträglich bestimmt. Für die einzelne Zeitbestimmung wurde — und zwar wie bereits dar