x Draconis. Die hier und bei dem folgenden Circumpolarstern in der Columne Reduct. stehenden Secunden sind der Inbegriff der Correctionen wegen Präcession, Aberration, Lunar- und Solar-Nutation, wodurch die scheinbare Declination und folglich auch der scheinbare Zenithabstand auf den mittleren für den Anfang des Jahres 1822 gebracht wird. Mittel z = 57° 53′ 29′′3 Für den 1. Januar 1822 war demnach mittlerer Zenithabstand in der oberen Culmination * Diese Beobachtung wurde beim Berechnen des Mittels weggelassen. Nach dem Catalog von Bradley's und Piazzi's Sternen in den Hülfstafeln für 1821 ist die Declination = 70° 46′ 13′′0, also nur um o"6 kleiner als die vorige. *) Mit Weglassung des zu abweichenden Zenithabstandes vom 10. April. a Leonis. Ich beobachtete diesen Stern zum Behuf der diesjährigen Opposition des Mars. Die scheinbaren Declinationen sind aus der Ephemeride in den Hülfstafeln für 1822 entlehnt. Ein Mittel aus allen diesen Bestimmungen dürfte wohl nicht zu nehmen sein. Die sonderbare Uebereinstimmung der, aus jeder der beiden Culminationen des Polaris abgeleiteten, Polhöhen unter sich, gegenüber der mehr als 3 Secunden betragenden Abweichung derselben von den ebenfalls gut unter sich stimmenden der drei anderen Sterne, scheint auf Theilungsfehler an den Stellen des Kreises, wo beim Polaris abgelesen wurde, hinzudeuten. Doch ist die Anzahl der beobachteten Sterne noch zu klein, um etwas Bestimmteres darüber sagen zu können. Viele andere Beobachtungen, die ich zu diesem Zweck, theils schon gemacht, aber noch nicht berechnet habe, theils noch anzustellen gedenke, werde ich in der Folge mittheilen. III. Beobachtung und Berechnung der Opposition des Mars im Jahre 1822. Die hierbei zum Grunde gelegte Polhöhe ist die aus den gleichzeitigen Beobachtungen des Regulus abgeleitete: 51° 20′ 17′′o, da bei diesem Stern der Mars ziemlich nahe vorüber ging. Die Berechnung wurde mit den Lindenau'schen Marstafeln und den Carlini'schen Sonnentafeln geführt. Aus diesen berechnete ich die geocentrischen Rectascensionen und Declinationen des Mars von vier zu vier Tagen, und leitete daraus die Oerter für die Beobachtungszeiten durch sorgfältige Interpolation her. dAR und d D sind die Fehler der Tafeln in Rectascension und Declination. Erstere laufen etwas irregulär, welches nicht sowohl von schlecht bestimmter Zeit, als vielmehr davon herrühren mag, dass es mir nicht immer gelang, die Momente genau zu schätzen, in welchen der Mittelpunkt der Marsscheibe hinter den Fäden des Mittagsrohrs stand. Mit Ausschliessung der zu sehr abweichenden Beobachtungen vom 23. Februar und 2. März ist im Mittel: dAR+ 1"37. Besser stimmen die Fehler in Declination überein. Das Mittel aus allen ist: dD5"06. Hiermit die Opposition selbst berechnet, erhalte ich: Zeit der Opposition: 1822, Febr. 18, 19h 23′ 33′′1 mittl. Leipz. Zeit. Wahre Länge des Mars (ohne Aberration und Nutation) = 5° 0° 6' 28"9 Wahre heliocentrische Breite.... 1° 48′ 39′′5 geocentrische = 4 27 18.7. IV. Eine Cometen beobachtung. Der dritte Comet des Jahres 1822, welchen Pons in Marlia den 13. Juli in der Cassiopeja entdeckte, wurde auf hiesiger Sternwarte zuerst den 4. Septbr. gesehen. Ich beobachtete ihn von da mehrere Abende hinter einander mit einem Kreismikrometer. Allein ich unterdrücke diese Beobachtungen, weil ich nicht alle Vorsicht für solide Aufstellung des Instruments angewendet zu haben glaube. Ein Paar Wochen später versuchte ich eine andere Methode, die in der Monatl. Corresp. XXIV, 528 vom Freiherrn v. Zach sehr anempfohlene der Höhen und Azimuthe. Der 17-zöllige Troughton'sche Kreis, wodurch man beide Elemente bis 5" genau erhalten kann, schien mir hierzu sehr brauchbar zu sein. Weil der Comet zu lichtschwach war, als dass er die Erleuchtung des Sehfeldes vertragen hätte, so liess ich statt der Silberfäden zwei zarte Stanniolstreifen, den einen vertical, den andern horizontal, einspannen, hinter welchen der Kern des Cometen oder ein Stern mehrere Secunden lang unsichtbar bleiben musste. Der Durchmesser des Sehfeldes beträgt 1o 27', und die Breite der Streifen 4′ 42′′. Die gewöhnliche Beobachtungsart der Höhen und Azimuthe besteht nun darin, dass man abwechselnd die einen und die anderen nimmt, und sie sodann insgesammt auf ein und dasselbe Zeitmoment reducirt. Um geschwinder von Statten zu kommen und sich die mühsamen Reductionsrechnungen zu ersparen, änderte v. Zach a. a. O. diese Methode dahin ab, dass er selbst an einem Verticalkreise die Höhen, und, weil der mit diesem Instrumente verbundene Azimuthalkreis nur einzelne Minuten gab, sein Gehülfe an einem Theodoliten auf ein gegebenes Signal gleichzeitig die Azimuthe |