— 127 — 
hierzu bloss eines parallactisch aufgestellten Instru- 
mentes, das mit einem Fadenmierometer versehen ist. 
Ist nun die abzuleitende Sonnenparallaxe näherungs- 
weise bekannt, so gelangt man leicht zu Bedingungs- 
gleichungen, welche zu der Bestimmung der Correction 
dieses angenommenen Werthes führen, indem man die 
Messungen der Declinationsdifferenzen mit Hülfe des 
genäherten Parallaxenwerthes für jeden Tag auf ein 
bestimmtes Zeitmoment redueirt. 
Ist alsdann 45 die so reducirte, wegen Refraction 
corrigirte Declinationsdifferenz zwischen Planet und 
Stern, gemessen auf der einen Station A, ist ferner 
ö die geocentrische Declination des Planeten, 
D die Declination des Fixsterns, 
a, der Näherungswerth der Sonnenparallaxe, 
x die Correction dieses Parallaxenwerthes, 
p der zu d gehörige parallactische Factor, 
so ist, wie aus Figur 5 sich ohne weiteres ergibt: 
1) öo=D+s+pm,+x) 
Aus der Beobachtung des nämlichen Sternes an 
diesem Tage an einer andern Station kommt die zweite 
Gleichung: 
2) ö=D+M'+p (m +xX) 
wo der parallactische Factor p mittelst der bekannten 
Formel bestimmt wird: 
e sin g’' » sin (y — 8) 
Bi: A sin y I 
tang ‘ 
t — Zt, 
et eon(@ee) 
wo g‘ die geocentrische Breite der Station, 
') Siehe Brunnow, Sphärische Astronomie, Seite 151. 
