Prof. Dr. C. Stechert: Zeit- und Breitenbestirnmungen durch die Methoden gleicher Zenitdistanzen. 
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Für die Sternzeiten und für die Azimute sind je zwei Zeilen benutzt worden; den in der oberen Zeile 
stehenden (wachsenden) Sternzeiten entsprechen die in der oberen Zeile angegebenen Azimute. 
Es wird empfohlen in den Zeilen cos. [<5— (y + Ay)] und cosz vierstellige Tafeln zu benutzen, um größere 
Fehler, welche bei dreistelliger Rechnung in den Zenitdistanzen entstehen können, zu vermeiden. Da aber 
andrerseits Fehler von 1' oder 2' ohne praktische Bedeutung sind, so können bei allen Winkelwerten die 
Zehntel-Minuten, welche sonst bei vierstelligen Rechnungen mitzuführen sind, der Bequemlichkeit wegen 
fortgelassen werden. Bei der Berechnung der Azimute genügt stets eine dreistellige Rechnung. 
Die Vorbereitungsrechnungen für die Südsterne konnten in beiden Beispielen bei den Stundenwinkeln 
li’O abgebrochen werden. Im Beispiel 1 erreichten diese Sterne bei t = l!’0 bereits die für die Azimute 
bei Breitenbestimmungen festgesetzte Grenze von 30°. Im Beispiel 2 war bei t = HO die Zenitdistanz 
der Südsterne nahezu auf den bei dem Nordstern vorkommenden Höchstbetrag gestiegen; das kleine fehlende 
Kurvenstück kann, falls es für die Beobachtung überhaupt in Frage kommen sollte, aus dem Lauf der 
ganzen Kurve leicht graphisch hinzugefügt werden. — Bei einiger Uebung wird der Beobachter von vorne 
herein sofort übersehen können, wie weit die Rechnung zu führen ist; es läßt sich in dieser Weise eine 
wesentliche Verkürzung der Vorbereitungsarbeiten erreichen. 
§ 11. Ausführung der Beobachtungen. 
Es ist mit Hülfe des Diagramms diejenige Zenitdistanz zu ermitteln, welche von den beiden Sternen 
nach einander in einem genügenden zeitlichen Abstande erreicht wird, um bequem von dem Azimut des einen 
Sterns zum Azimut des zweiten übergehen zu können. Hierbei ist zu berücksichtigen, daß die Sterne, weil 
man in der Nähe des Meridians beobachtet, bedeutend länger als bei den Zeitbestimmungen zum Durchlaufen 
des Fadennetzes gebrauchen. Alan kann diese Durchgangszeit, weil die Fadenunterschiede bekannt sind, 
ebenfalls mit Hülfe des Diagramms genau feststellen; ein mit dem eigenen Instrument vertrauter Beobachter 
wird aber diese Zeit viel einfacher durch die Neigung des Kurvenzuges an der betreffenden Stelle näherungs- 
wcise abschätzen. Aus dem oben erwähnten Grunde muß man auch mit dem Aufsuchen der Sterne einige 
Minuten früher als bei Zeitbestimmungen beginnen. — Es möge andererseits davor gewarnt werden, den zwischen 
den Beobachtungen beider Sterne liegenden Zeitraum zu groß zu wählen; die starre Verbindung zwischen 
dem Fernrohr und den Niveaus pflegt natürlich um so sicherer gewährleistet zu sein, je kürzer jener Zeit 
raum ist. 
Die Auswahl der Zenitdistanz und der Sternzeiten ist auf Grund der Erörterungen in § 9 ferner so zu 
treffen, daß beide Sterne sich auf der gleichen Seite des Meridians befinden; beide Sterne müssen also 
entweder eine aufsteigende oder eine absteigende Bewegung besitzen. Es ist aus einem sogleich zu er 
läuternden Grunde am günstigten, wenn man die Beobachtungsstellen in dem Diagramm so wählt, daß die 
in jenen Punkten an die Kurven gelegten Tangenten unter einander parallel sind; diese Bedingung ist z. B. 
bei den auf Blatt 6 gezeichneten Kurven in der Zenitdistanz 59°4' erfüllt (9 Camelop. 18 h 15 m , '/. Aquilae 
18 h 25 m ). Es ist klar, daß der Winkel, welchen die Tangente an die Kurve mit der X-Achse bildet, ein 
Maß für die Aenderung in Zenitdistanz bietet; ist dieser Winkel groß, so findet eine schnelle Bewegung in 
Zenitdistanz statt, ist er klein, so geht die Veränderung in Zenitdistanz langsam vor sich. Wenn also jene 
beiden Tangenten parallel sind, so ist die Geschwindigkeit der Zenitdistanz-Aenderung an den betreffenden 
Stellen bei beiden Sternen einander gleich. Wenn wir andrerseits durch die Formeln die Geschwindigkeit 
der Zenitdistanz-Aenderung ermitteln wollen, so haben wir die Gleichung 
cos z = sin p sin ö •+■ cos <p cos 6 cos t 
unter der Annahme, daß z und t veränderlich sind, zu differentiieren; also 
—sin z clz = —cos cp cos d sint dt 
oder 
Geschwindigkeit in Zenitdistanz 
clz cos<f cos ö sin t 
dt 
sin z