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man daher den Vortlieil , dass man aus jeder in geringer Höhe 

 angestellten Beobachtung günstige Daten für die Parallaxen- 

 bestimmung erhalten kann. Die zur Bestimmung des Positions- 

 winkels erforderliche Orientirung des Lichtbildes wird durch die 

 photographische Abbildung des Deklinationsfadens erreicht. 



Die am Fernrohre ausgeführten Distanzmessungen gestatten 

 eine grosse Schärfe; da sie aber Zeit erfordern, ist man dabei 

 auf die Nähe der grössten Phase beschränkt, wo sich /\' sehr 

 langsam ändert. Solche Beobachtungen werden darum am besten 

 in der Nähe jener Punkte angestellt, wo K' seinen grössten und 

 seinen kleinsten Werth hat. 



Wenn A' und u' nebst der Ortszeit und der geographi- 

 schen Lage des Beobachtungsortes gegeben ist, sind die Glei- 

 chungen 16.) zur Berechnung von II mehr als genügend. Der 

 gefundene Werth II wird aber sowohl von den Tafelfehlern als 

 von jenen der geographischen Lage und der Zeitbeobachtung 

 beeinflusst. Um diesen Einfluss so viel als möghch zu eliminiren, 

 pflegt man mehrere Beobachtungen in geeigneter Weise zu 

 kombiniren. 



I) Berücksichtigung der Refraction. 



Die Contactmoniente sind von der Strahlenbrechung unab- 

 hängig, nicht aber die Distanz und der Positionswinkel. Wenn 

 diese Grössen aus Messungen gefunden werden sollen, ist darum 

 der Einfluss der Refraction in Rechnung zu ziehen. Um die von 

 der Refraction befreiten /\\ n aus den damit behafteten A "? ''■^" 

 abzuleiten, kann man so ver- Zemth 



fahren : 



Aus der bekannten Orts- 

 Sternzeit und geographischen 

 Lage und den D, A , findet 

 man die parallaktischen Son- 

 nen-Coordinaten 7)', A\ und 

 hat dann, zur Bestimmung 

 von Z', 12, iV': 



Sonne 



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