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oe des Erdradius, 
© die Sternzeit, 
4 die Entfernung des Gestirns vom Erdmittelpunkt 
und « die Rectascension des Gestirns bedeuten. 
Aus 1) und 2) folgt: 
öo—- D=A +p (m, +X%) 
ö6— D=4%' +p (m, + x) 
d. h. aus der Vergleichung des Planeten mit einem 
und demselben Sterne an dem einen Tage wird sowohl 
die geocentrische Declinationsdifferenz d6—D, wie auch 
die Grösse x bestimmt, wobei es sich von selbst versteht, 
dass diese Bestimmung nur dann eine hinreichende 
Genauigkeit verspricht, wenn die Entfernung der beiden 
Beobachtungsstationen gross genug ist. 
Für jeden Tag erhalten wir so viele derartige Be- 
dingungsgleichungen, als an verschiedenen Stationen 
derselbe Stern mit dem Planeten verglichen worden 
ist, und durch die Behandlung dieser Gleichungen nach 
der Methode der kleinsten Quadrate ergibt sich der 
wahrscheinlichste Werth für x und somit der gesuchte 
Werth für die Sonnenparallaxe x. 
Denken wir uns den Planeten im Aequator des Him- 
mels und nehmen wiran, dass zwei Beobachter in Punkten 
des Erdäquators, die möglichst weit von einander 
abliegen mögen, doch so, dass für beide das Gestirn 
über dem Horizonte bleibt, gleichzeitig Zenithdistanzen 
des Planeten messen, so wird unter Zuziehung der 
Längendifferenz der beiden Stationen wie früher unter 
Annahme gleichzeitiger Beobachtungen im Meridiane, 
die Parallaxe des Gestirns und somit auch diejenige der 
Sonne berechnet werden können. Nun ist es schwer, 
in A und B des Aequators gleichzeitige Messungen an- 
zustellen, dagegen bietet die Rotation der Erde um ihre 
