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Aus dem Archiv der Deutschen Seewarte — 1894 JSio. 2 — 
unmittelbar einzuseken, wenn man beclenkt, dass dort die Gestirne während ihres ganzen Umlaufes stets die 
selbe Höhe behalten müssen, eine Höhe, welche, abgesehen von Refraktion, Parallaxe u. s. w., eben gleich der 
Deklination des Gestirnes ist.) Der zweite Faktor des Koeffizienten von Ai, nämlich fang A, zeigt wieder an, 
dass dort, wo 1 = 0, ein Fehler in der Zeit nur einen verschwindenden Einfluss auf die resultirende 
Breite hat. 
Umgekehrt wird wieder ein Zeitfehler bei Höhen in grösseren Stundenwinkeln von erheblichem Elinfluss 
auf die gefundene Breite sein. Aus diesen Betrachtungen geht also der Satz hervor, dass Höhenmessungen 
der Gestirne, wenn man Breiten allein ableiten will, entweder im Meridiane selbst, oder, wenn es andere 
Gründe wünschenswert!! erscheinen lassen, nur in nächster Nähe des Meridians auszuführen sind. 
F. Bestimmung der Breite durch Höhenmessungen des Polarsterns. 
§ 15. Für die Nordhalbkugel der Erde bildet der Polarstern, so lange er in nicht zu 
niedrigen Breiten, also nicht zu tief am Horizonte stehend, beobachtet werden kann, ein sehr geeignetes 
Objekt für Breitenbestimmungen. Erstens ist er in jeder klaren Nacht sichtbar, zweitens als Stern zweiter 
Grösse auch schon zu beobachten, wenn die Kimm noch einigermaassen gut gesehen werden kann, und end 
lich drittens wegen seiner Nähe am Weltpol und der damit verbundenen langsamen scheinbaren Bewegung 
leicht einzustellen und ausserdem wird die Höhenmessung auch in grossen Stundenwinkeln nicht erheblich 
von der Kenntniss der Uhrkorrektion abhängig. 
Man hat deshalb die Methode, nach der man Höhen des Polarsternes in geeigneter und bequemer 
Weise „reduziren“ kann, besonders ausgebildet. 
§ 16. Zunächst ist klar, dass man jede Höhenmessung auswerthen kann nach dem Gleichungssystem (24). 
Es wird das deshalb für jeden Stundenwinkel angängig sein, weil in verhältnissmässig grossen Zeitintervallen 
der Polarstern seine Höhe nur langsam ändert; man wird also, auch wenn die Zeit nur genähert bekannt ist, 
doch eine gute Breite erhalten. 
Bei diesem Verfahren hat man aber noch keinen Vortlieil gezogen von der geringen Entfernung des 
Sternes vom Pol. Diese Entfernung — Poldistanz (p) — beträgt für die Gegenwart nur etwa 80 Bogen 
minuten und wird im Laufe des nächsten Jahrhunderts sich noch wesentlich verringern, um dann später 
wieder zuzunehmen. Berücksichtigt man diesen Umstand und bedenkt ferner, dass die Sinus so kleiner 
Winkel mit den Bögen selbst vertauscht und die Cosinus der Einheit gleich gesetzt werden können, so lässt 
sich die allgemein gültige Gleichung (3) auch anders schreiben und man kann dann h—x an Stelle von </> 
setzen, wobei das x niemals grösser als 80' werden kann. 
Betrachtet man das sphärische Dreieck zwischen Pol, Zenit und Polar 
stern PZS (Fig. 3) und fällt vom Orte des Polarsternes ein Lotli auf die 
Seite ZP, so wird das Stück PM nichts Anderes sein als das oben ein 
geführte x. Das Dreieck PSM ist aber so klein, dass man es in Nähe 
rungsformeln, wie sie hier abgeleitet werden sollen, ganz wohl als eben 
betrachten kann und somit ist es gestattet, zu setzen x = p cos t und 
y = p sin t, wenn man für das Lotli SM: y und für den Stundenwinkel 
ZPS: t schreibt. 
Dann würde in erster Näherung sofort 
(27) 
(fi = h—x — h—p cost sein. 
Ist dann % die Sternzeit der Beobachtung und a die Rektascension des Polarsternes, so ist: 
t = t — cc, 
(27a) also auch cp = h—p cos (r — a). 
Bei diesem Grade der Näherung würde es auch gestattet sein, p und a als konstante Werthe zu be 
trachten und demgemäss mit % als Argument Tafeln aufzustellen, welche mit Hülfe der Kenntniss von Stern 
zeit und Höhe sofort einen angenäherten Werth von y zu entnehmen gestatten. (Dieser Annahme entspricht 
daher auch mit einer unwesentlichen Aenderung der Tafelwerth von Tafel II des Nautischen Jahrbuches.)