Be 
Winkels p bedürfen wir also, unter Voraussetzung der 
bekannten Lage der in einem und demselben Meridiane 
liegenden Beobachtungsstationen A und B, einzig die 
Kenntniss der Zenithdistanzen des Planeten für die 
beiden Stationen bei seinem Durchgange durch den 
Meridian. 
Sei d (Figur 3) die Länge der vom Erdcentrum 
aus auf die Chorde AB = k gefällten Perpendikels, 
y die Neigung desselben gegen den Aequator, d die 
Declination des Planeten und 4 die Entfernung des 
Planeten vom Erdmittelpunkt; dann ist, wenn wir Bf 
senkreeit zu CP ziehen, /ABf= ZheP = ,/ 
d—y. 
Und es ist sehr nahe: 
Bf=BA cos. (y-b) 
= k cos (y—J 
Ebenso ist sehr nahe: 
Bf= (4-—Jd) sin p 
— (4-4) p. 
Und somit: 
k cos (y—d) —= (d—d) p. 
A ist ausgedrückt in mittlern Sonnenweiten; 
ebenso soll d in diesen Einheiten gegeben sein; K ist 
ausgedrückt in Erdradien. Ist nun x der Winkel, unter 
dem von der Sonne aus der Radius a des Aequators 
zur Zeit der mittlern Entfernung E gesehen wird, d.h. 
ist a die sogenannte mittlere Aequator-Horizontalparall- 
axe der Sonne, so ist offenbar: 
a = Esınnr 
oder der Kleinheit des Winkels z wegen: 
aber 
und wenn a als Einheit gewählt wird, so folgt für die 
Länge k: k=k rs 
Bern. Mittheil. 1878. Nr. 952. 
