— Parallaxe — 243 



zu ersetzen , wo B und L die Werte sind , welche 9' 

 und t annehmen, wenn man sie auf g-ewohnte Weise 

 vom Equator auf die Ekliptik transformiert. 



3SS [435]. Einigte Aii^vendaiig^eii. Wenn 

 die sog. tägliche Parallaxe für die Fixsterne als ver- 

 schwindend, für die oberu Planeten wenigstens als 

 sehr klein betrachtet werden darf, so erlangt sie da- 

 gegen bei der Sonne und den untern Planeten eine 

 nicht zu vernachlässigende und beim Monde eine ganz 

 erhebliche Grösse, so dass ihr Einfluss berücksichtigt 

 werden muss, wobei zugleich die eigene Bewegung in 

 Rechnung zu ziehen ist. So findet man z. B. für einen 

 Wandelstern des scheinbaren Radius r, wenn t das 

 Mittel der beobachteten ührzeiten, f die Fadenkorrek- 

 tion und At die Uhrkorrektion ist, und 



I = cSe5— nTgS — m, II = fSe5, III = + rSe5 

 IV == p Si 71 Se S [(c — f ) Co (cp' — 5) — m Co 9- - n Si cf j 

 gesetzt wird, 



a = t + At — (I - II — III — IV) : ( 1 - X) 3 

 wo I der Bessel'schen Eeduktionsformel 343:2 ent- 

 spricht, — II der gewöhnlichen Fadenreduktion 340:2, 3, 

 — III der für vorgehenden oder nachfolgenden Rand 

 zu addierenden oder zu subtrahierenden Durchgangs- 

 zeit des Radius, — IV, wo cp' die geocentrische Breite, 

 p die Distanz des Beobachters vom Erdcentrum und 

 7c die Parallaxe bezeichnet, dem Einflüsse dieser Parall- 

 axe, — während der gemeinschaftliche Divisor (1 —X), 

 in welchem X die in Zeitsekunden ausgedrückte Zu- 

 nahme der Rektascension des Gestirnes in einer Se- 

 kunde Sternzeit bezeichnet, der eigenen Bewegung 

 Rechnung trägt. 



