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Ans dem Archiv der Deutschen Seewarte — 1905 No. 1 — 
Weil hier, ebenso wie in Gleichung 9, coscp als Faktor im Nenner der rechten Seite erscheint, erkennt man 
auch aus dieser Fehlergleiclmug, daß die Methode gleicher Zenitdistanzen sich besonders gut für Zeit 
bestimmungen in niedrigen Breiten eignet. — Außerdem lehrt die Gleichung 10, daß ein Fehler in der Zenit 
distanz den geringsten Einfluß auf die Zeitbestimmung ausübt, wenn der Unterschied sinA\ — sinAi seinen 
numerisch größten Wert erreicht, d. h. wenn der eine Stern auf der Ostseite, der andere Stern auf der West 
seite im ersten Vertikal beobachtet wird. In der Praxis wird man nun freilich auch dieser Bedingung selten 
strenge genügen können. Es ist aber auch nicht erforderlich, daß die Beobachtung genau im ersten Vertikal 
stattfindet, weil sich sinA in der Nähe von A — +90° nur sehr langsam ändert; man kanu sogar bis zu 
Azimuten, welche vom ersten Vertikal um etwa 40° entfernt sind, hinunter- bezw. hinaufgehen, ohne daß die 
Zeitbestimmung wesentlich unsicherer ausfällt. 
Ferner empfiehlt es sich die Beobachtungen innerhalb der Zenitdistanzen von 20° bis 70° auszuführen. 
Es ist unvorteilhaft größere Zenitdistanzen zu wählen, weil erfahrungsgemäß die Strahlenbrechung in der 
Nähe des Horizonts in verschiedenen Azimuten häufig ungleiche Werte besitzt. Kommt man andererseits 
dem Zenit näher als bis auf 20°, so sind, ganz abgesehen von der für die Beobachtung unbequem steilen 
Stellung des Fernrohrs, gewisse Annahmen, welche später zu Vereinfachungen in der Berechnung führen 
werden, im allgemeinen nicht mehr in genügender Schärfe erfüllt. 
Unter Berücksichtigung der durch die vorstehenden Betrachtungen ermittelten Grenzwerte sind die in 
den Tafeln 1 und 2 enthaltenen Sternpaare für Zeitbestimmungen zusammengestellt worden. Die Deklinationen 
der Sterne eines Paares unterscheiden sich höchstens um 1°10'; innerhalb der angegebenen „Grenzen in 
Breite“ sind die Sterne jedes Paares im Augenblicke ihrer gleichen Höhe in Azimut höchstens um 40° vom 
ersten Vertikal entfernt, und ihre Zenitdistanz liegt innerhalb der Grenzen 20° und 70°. Die Koordinaten 
des östlichen Sterns sind mit a 0 und ö u . die des westlichen Sterns mit a w und d № bezeichnet, als Epoche 
ist 1910.0 gewählt worden; die benutzten Sterne sind nicht schwächer als 4.0 Größe. Die in der Genauig 
keit der vollen Zeitminute angegebenen Rektaszensionen sollen nur beim späteren Aufsuchen der scheinbaren 
Oerter als Anhalt dienen. — In der Tafel 1, deren Paare vorwiegend durch die Verbindung je zweier hellerer 
Sterne gebildet wurden, sind die Werte i («</+«»■)> ¿(«<s-a w ), 2(d 0 +d № ) und -]j (<U— <V) enthalten. Es ist 
offenbar ■] (a 0 + a w ) näherungsweise diejenige Sternzeit, bei welcher die beiden Sterne die gleiche Zenitdistanz 
erreichen und bei welcher also die Beobachtung vorzunehmen ist; die Sternpaare sind deshalb nach diesem 
Werte geordnet. Der Betrag £ (a 0 —a tv ) gibt näherungsweise den Stundenwinkel der Sterne zur Zeit der 
Beobachtung. Die Bedeutung der Hlilfsgrößen P, p und q wird im § 4 näher besprochen werden. — Im 
allgemeinen werden die in der Tafel 1 enthaltenen Sternpaare für alle Breiten ausreichen; sollten sich ge 
legentlich noch Lücken zeigen, so können dieselben durch das in Tafel 2 gegebene Ergänzungs-Verzeichnis 
ausgefüllt werden; in diesem Falle müssen allerdings zuvor die Hülfsgrößen P, p und q nach den Formeln 
13 bis 15 (vergl. § 4) berechnet werden. Um auch für Beobachtungsorte auf der südlichen Halbkugel in 
genügender Weise zu sorgen, sind in beiden Verzeichnissen einige südliche Sterne aus fremden Ephemeriden- 
Sammlungen.herangezogen worden; die betreffenden Sterne sind mit N (Nautical Almanac) und C (Connais- 
sance des Temps) bezeichnet worden. Falls gelegentlich Sterne benutzt werden sollten, für welche im Berliner 
astronomischen Jahrbuche keine vollständigen Ephemeriden enthalten sind (eingeklammerte Sterne), möge 
zur Erleichterung der Berechnung zunächst die im Anhänge zu den Tafeln 1 und 2 gegebene Zusammen 
stellung durchgesehen werden. 
§ 4. Vorbereitungsrechiningen. 
Um die zur Zeitbestimmung geeigneten Sterne leicht und sicher mit dem Universal-Instrument auf 
finden zu können, müssen ihre Zenitdistanzen und Azimute bekannt sein; zur Ableitung der letzteren Werte 
bedarf es einer kurzen, dreistellig auszuführenden Vorbereitungsrechnung, welche sich auf die folgenden 
Formeln gründet. — Führt man zur Abkürzung den Stundenwinkel t an Stelle von u-\-\u—« in die 
Formeln 7 und 8 ein, so ist 
sin z cos A = sin <f cos d cos t — cos (f sin ö 
sin z sin A — cos ö sin t 
sin cp cos d cos t — cos cp sin d 
cos d sin t 
daher 
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