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wo p den sogenannten parallactischen Winkel im Drei- 
eck Pol-Zenith-Stern darstellt. 
Im erstern Falle würden wir die Bestimmung von 
t und x nach der üblichen Methode für das Auffinden 
eines relativen Maximums durchführen, aus der zweiten 
Relation geht aber sofort hervor, dass sin t cos g ein 
Maximum, wenn sin p ein Maximum, d. h. wenn 
Perg 
In diesem Fall ist das oben erwähnte Dreieck 
rechtwinklig am Stern, der Verticalkreis berührt den 
Kreis der täglichen Bewegung und wir erhalten für t 
die Relation: 
ig o 
tg d 
cos it = 
welcher Ausdruck der grössten Digression des Sterns 
entspricht, und für @ erhalten wir so den Werth: 
Sin Oo Bm DreoB 
Zu derartigen Beobachtungen ist ein fest aufgestelltes 
Aequatoreal erforderlich, das mit einem System von in 
geeigneten Intervallen eingezogenen parallelen Declina- 
tionsfäden versehen ist. Um die durch eine unrichtige 
Aufstellung des Instramentes bedingten fehlerhaften 
Messungen möglichst zu eliminiren, ist es nothwendig, 
die Vergleichssterne so auszuwählen, dass sie nördlich 
und südlich in ungefähr gleichen Entfernungen vom 
Planeten stehen. Von diesem Paar Sterne und vom 
Planeten werden alsdann in rascher Folge Durchgänge 
so weit im Osten vom Meridian genommen, als die 
Refractionsverhältnisse es zulassen und in gleicher 
Weise werden diese Sterne und der Planet im Westen 
beobachtet. Für Mars ist es selbstverständlich, dass 
in allen Fällen beide Ränder beobachtet werden und 
dass, falls mehrere Beobachter an den Messungen theil- 
