A 2 
Nun ist aber auch: 
pi BT ee 2) 
ferner: Zu md 
2, =90,—0 
Somit: p—-—p =2- u, —-(®—-9) .»... 3. 
Der letzt erhaltene Ausdruck: 
z — z, — (9 — 9, 
besteht aus lauter bekannten Grössen und das näm- 
liche ist der Fall mit dem Ausdruck: 
ze sin [2 — (o — #)] — = sin [z, — (9, — g/)] 
und somit geht Gleichung 2. der vorigen Seite über in 
aralze ih 
wo a und b gegebene Grössen sind. 
Es ist klar, dass die Genauigkeit, mit der z be- 
stimmt wird, von dem Coefficienten a abhängt und 
zwar in dem Sipne, dass der Grad der (Genauigkeit 
wächst für einen grossen Werth des Coefficienten a und 
umgekehrt; somit ergibt sich aus unserer Formel, was 
unmittelbar schon der Figur entspringt, dass die Be- 
obachtungspunkte auf verschiedener Seite vom Aequator 
gewählt werden müssen, denn alsdann haben z und z, 
verschiedene Vorzeichen und der Coeflcient a erhält 
einen grossen Werth. 
Wie wir aus unsern Formeln ersehen, bedingt die 
Genauigkeit der gemessenen Zenithdistanzen z und z, 
sowie diejenige der geographischen Constanten „9 und 
go, der Beobachtungsorte die Genauigkeit des resul- 
tirenden Werthes für die Parallaxe. Nun gehen in die 
Messungen der absoluten Zenithdistanzen eines Planeten 
die Theilungsfehler des Kreises, sowie die Tafelfehler 
für Refraction vollständig ein und es erhellt somit, 
