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gefundene Stundenwinkel giebt alsdann in Sternzeit die Zahl der Stunden an, die der Stern noch nöthig hat, bis zu seiner Culimination zu gelangen, oder um welche er dieselbe überschritten hat. Da nun die bekannte Rectascension des Sterns in Stunden und Minuten ausgedrückt dem Zeitmomente gleich ist, wann der Stern nach dem Widderpuncte durch den Meridian geht, und ebenso die in den astronomischen Ephe- meriden unter der Rubrik Rectascension der Sonne in demselben Zeitmasse angege- bene Zeit ihre Culmination nach demselben Widderpuncte angiebt, so hat man nur die eine Zeit von der andern abzuziehen, um zu finden, wie viel Stunden, Minuten und Secunden Sternzeit der Stern vor der Sonne oder nach derselben durch den Meridian geht, also wie viel Sternstunden etc. seit dem letzten wabren Mittag verflossen sind oder noch verfliessen werden. Es ist sodann leicht die so gefundene Sternzeit auf mittlere Zeit zu reducieren und diese, mit der Zeit der Beobachtung verglichen, giebt den Stand der Uhr(ihr Voreilen oder Zurückbleiben) an.

Da aber von einer einzigen Beobachtung keine grosse Genauigkeit des Resultates zu erwarten ist, so wird man bei dieser Methode der absoluten Höhen immer mehrere Sonnen- oder Sternhöhen hinter einander messen, und die dadurch gewonnenen Resultate die, je sorgfältiger die Beobachtungen gemacht wurden, um so weniger von einander abweichen werden, zu einer Gesammtsumme zusammen fassen, die alsdann durch die Zahl der Beobachtungen dividiert, das zuverlässigste Resultat liefern wird*).

Bei weitem genauere Resultate, als die Beobachtung der absoluten Höhen liefert die der correspondierenden Höhen. Man versteht darunter die Herleitung der Zeit aus der zweimaligen Beobachtung eines und desselben Gestirns vor und nach seinem Durchgang durch den Meridian in einer und derselben Höhe.

Es ist klar, dass wenn man einen Stern auf diese Weise einmal vor seiner Cul- mination und das andremal genau in derselben Höhe nach seiner Culmination beobach- tet hat, man statt aller weiteren Berechnung nur die Zwischenzeit zwischen den beiden Beobachtungen halbieren, und diese Hälfte der ersten nur zusetzen oder von der zweiten abziehen darf, um den Augenblick zu erhalten, wo der Stern culminierte. Man braucht bei diesem höchst zweckmässigen und einfachen Verfahren, weder die geographische Breite des Ortes, noch die Höhe des Sterns zu wissen, noch hat man andere weitläufige Be- rechnungen nöthig, da der Stern zwischen den zwei Beobachtungen seinen Ort am

Himmel nicht verändert hat.

*) Für die Praxis ist noch zu bemerken, dass man, wo möglich, die Höhenmessungen im ersten Ver- tical, also in der Richtung nach Osten oder Westen hin nehme, weil, wie sich durch Differentiation der obigen Formel nachweisen lässt, hier Fehler in der Annahme der geographischen Breite den geringsten Einfluss haben und zugleich die Höhenänderung der Gestirne am schnellsten ist, also der Moment der Beobachtung mit der möglichst grösten Schärfe erfasst werden kann.