004 



verkrijgen wij door opteliinfj en aftrekking : ^ 



0,01. T + 0,07 (.p—e) - 0,70 (j—f) - 0,0G m - o .v = -|- 'J",') 

 en 0,'Ji T — 1,73 (.v—e) - 0,18 (y— /) - 5,50 m = + 10 ,7 



Ncnieu wij in aanmerking, dat de lengle van Dalaviii uil 

 ongeveer twintig sterrebedekkingen is afgeleid , en de w. 

 fout van de daarvoor aangenomene waarde dan ooksleclits 

 i 0^58 bedraagt, dan kunnen wij voorloopig ook '^^ — O 

 stellen. Vermenigvuldigen wij nu nog de laatste vergelij- 

 king ter eliminatie van a; — e met 0,04, en tellen wij de 

 uitkomst bij de eerste op, dan hebben wij: 



- 0,71 (y— /) - 0,2S m - o s = J- 10", 3 



— 1,73 (.v—e) - 0,18 (y— /) — 5,50 m = -f 10", 7. 



In deze vergelijking heeft m wel is waar een' grooten 

 koëfficiënt, maar m is niet het aantal sekunden , maar het 

 aantal duizendste deelen der parallaxis zelve j welke 5400''^ 

 bedroeg. 



Voert men dus deze korrektie , in sekonden uitgedrukt, 

 en stelt die = i^" dan wordt de koëfficiënt 5,4 maal klei- 

 ner, derhalve : 



— 0,71 (//—/) — 0,09 -05 = ^ ]0",:3 



- J,73 (.r—e) - 0,18 (y— /) ~ ],62 -j. = -j- 10",7. 



Jk geloof, dat men gerust kan aannemen, dat V- geene 

 heele, misschien niet eens eene halve sekonde bedraagt. 

 De parallaxis der maan behoort thans tot de best bepaal- 

 de sterrekuudige grootheden. Men zie hierover onder an- 

 deren het stuk van Adams in den Nantical Almanac van 

 181j2. Wat ^s aangaat, hierin zijn begrepen zoowel de 

 fout in den aangenomen' straal der maan als der zon ; de 

 eerste is niet voor alle ])unten van den omtrek der maan 

 hetzelfde, omdat dit hemclligchaam niet zuiver Ijolrond is; 

 hierdoor zou een verschil van hoogstens 1^' kininen wor- 

 le weeg gebragt. Den straal der zon naar iJessel geloof 

 ik dat gerust binnen de sekonde naauwkcurig kan aange- 

 nomen worden, liet blijkt dus dat de 10^'', die in de tweede 

 leden der beide vergelijkingen voorkomen, hoofdzakelijk 



