Weyer: Bestimmung «les Beobachtungsortes etc. 
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tg* V 
cos (Ö — d + d') sin (S ■ 
cos S, 
h) 
worin S — '/j (h -j- li' 4- d — d') ist ... (1) 
2 cos S . sin (S — h') 
und dann wäre die Auflösung in folgenden Gleichungen enthalten: 88 ) 
sin g =. sin h sin d -)- cos h cos 6 cos p 
cos g sin t = cos b sin p 
cos g cos t = sin h cos d — cos h sin d cos p 
Setzt man also für die logarithmische Umformung 
sinh = in sin M f ,... 
cos h cos p = m cos M \ • • • 
so erhält man zur Bestimmung von g und t: 
m cos (M — d) = sin g « 
cos h sin p = cos g sin t 1 .. . (III) 
m sin (M — d) = cos g cos t J 
und zur Prüfung noch sin t.cos p = cos g cos h. 
Aber diese neuen Formeln (I), (II) und (III) sind hier, bei der Einfach 
heit der schon erledigten ersten Rechnung, nur des Beispiels wegen augeführt. 
Es findet sich übrigens p = 86° 52,6' und log m = 9,80898, M = 86" 17,1', also 
M — d = 40° 24,6'. Endlich t = 61° 22,2' und g = 29° 22,2' N in Ueberein- 
stimmung mit der ersten Rechnuug. 
Bei der Auswahl der Sternpaare von wenig verschiedener Rektaseension, 
denen auch die hellen Planeten anzuschliefsen wären, sind nun besonders die 
jenigen zu empfehlen, deren Deklinationsunterschied grofs ist, um einen ent 
sprechend grofsen Azimuthunterschied, am besten nahe an 90° zu liefern. Für 
niedrige Breiten hätte man z. B. unter mehreren anderen hellen Sternen: 
Y Pegasi und £ Hydri, d — d' = 92°, «' — a = 
a Eridani „ a Arietis ... 80 ... 
a Leonis „ 17 Argus ... 71 ... 
/3 Centauri „ a Bootis ... 79 ... 
a Pise, austr. „ a Pegasi ... 44 ... 
St. Zt. M. Zt. 
12™ 22’ = 12“ 20’ 
27 13 . 27 8 
38 23 . 38 17 
14 45 . 14 43 
7 45 . 7 44 
Fällt der Stundenkreis, in welchem sich die Gestirne befinden, mit dem 
Meridian nahe zusammen, so wird die Zeitbestimmung im Allgemeinen unsicher, 
freilich die Breitenbestimmung desto sicherer, namentlich wenn die Sterne auf 
verschiedenen Seiten des Meridians in ungefähr gleicher und grofser Höhe 
liegen (Methode von Horrebow für genaue Breitenbestimmung), wobei der 
konstante Höhen- und Refraktionsfehler keinen Einflufs mehr auf die Breite hat. 
SS) Wir haben hier «lits Formel-System für schiefwinklig«' sphärische Dreiecke, ähnlich wie 
vorher schon wiederholt das entsprechende System für rechtwinklige, angewandt. Es ist eben das 
besonders durch Ganss allgemeiner bei uns eingefühlte. Dclambre war ein Gegner des all 
gemeinen Gebrauchs dieses Systems: er sah darin nur eine unnöthig wiederholte Rekonstruktion der 
Formeln der sphärischen Trigonometrie. Wie sich darüber auch in Frankreich die Ansicht ändert, 
ist aus folgender Bemerkung von Villarceau ersichtlich: ,11 est extrêmement regrettable que des 
formules aussi importantes et que l'on démontre par un seul calcul, sans aucune restriction relative 
ment à leur généralité, formules qui ont pris place, depuis au moins quarante ans, dans l’enseigne 
ment mathématique à l’étranger, soient à peine connues en France et ne figurent pas dans les pro 
grammes de nos écoles où l’on enseigne la Trigonométrie.* (Nouvelle Navigation astronomique, 
Paris 1877, pag. 14.) Zur weiteren Erklärung und Rechtfertigung der Anwendung liefse sich noch 
binznfügen, dafs dies System das unmittelbare Ergebnifs einer sehr einfachen Verwandlung der Raum 
koordinaten ist, welches schon in unseren besseren Lehrbüchern vorgetragen wurde, Zuerst vielleicht 
von J. J. Littrow (Analyt. Geotn., Wien 1823, pag. 314), und dafs diese Formeln daher auch eine 
allgemeinere Gültigkeit haben, nicht beschränkt auf das gewöhnliche sphärische Dreieck sind, sondern 
die darin vorkommenden Winkelgröfsen jeden beliebigen positiven oder negativen Werth erhalten 
können. 
(Schlufs folgt im nächsten Heft.)