203
komen verantwoord, omdat op die manier een betere uitkomst ver
kregen wordt.
Immers
De grafische vereffening bestaat hierin, dat men een cirkel aan
brengt binnen de figuur van de positielijnen op een zodanige manier,
dat de som van de kwadraten der resterende afstanden tussen positie-
lijnen en cirkel een minimum is.
De zintuigen van de mens zijn niet in staat het bestaan van een
dergelijk minimum te constateren.
Wel is het waar, dat men deze toestand vrij goed kan benaderen.
Dit geldt vooral bij de vereffening van zeer nauwkeurig uitgevoerde
metingen.
Bovendien is een zekere geoefendheid onmisbaar.
Uit de practijk heeft de schrijver de ervaring opgedaan, dat de ver
schillen tussen de uitkomsten van een grafische en een numerische
vereffening van eenselfde simultane lengte- en breedtebepaling drie
maal het bedrag van de middelbare fout in de vereffende grootheden
AA en Aqj kunnen bedragen*)
Slechts in een enkel geval, waarin de inwendige nauwkeurigheid
van een meting zeer hoog was, lag het verschil beneden de waarde van
de berekende middelbare fouten in het resultaat.
Het zal in de practijk echter kunnen voorkomen, dat men geen be
hoefte heeft aan een nauwkeurigheid die met de numerische vereffe
ning behaald kan worden. Men zal dan volstaan met de veel kortere
grafische vereffening.
Óp welke wijze men dan toch de inwendige nauwkeurigheid kan
berekenen zal thans worden behandeld.
Allereerst de onmisbare voorwaarde voor deze methode
Men moet op het te bepalen station twee (of meer) simultane lengte
en breedtebepalingen hebben uitgevoerd die voldoen aan de eisen
a. de programma's moeten grotendeels identiek zijn
b. ze moeten met hetzelfde instrumentarium door eenzelfde waar
nemer gemeten zijn;
c. de metingen moeten op twee opeenvolgende dagen, of hoogstens
met één dag tussenruimte, verricht zijn.
De tweejarige practijk bij de bepaling van 26 astronomische stations
in Suriname heeft bewezen, dat hier altijd aan voldaan kan worden.
De waarnemingsfouten bij het observeren tijdens een meting met
het prisma-astrolabium bestaan uit het niet juist beoordelen van de
coïncidentie van twee stersbeelden. Van deze fouten is het toevallige
element het onderwerp van deze beschouwing.
Tijdens een meting van een sterprogramma op een bepaalde avond
zullen de stersbeelden coïncideren op een moment, dat het geobser
veerde hemellicht een zenithsafstand 2r constant heeft bereikt
(waarnemingsfouten zijn hier nog buiten beschouwing gelaten). Deze
Deze ervaring is opgedaan met lengte- en breedtebepaling met een 6o°
prisma-astrolabium als voorzetsysteem op een Wild T 2.
