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dem Stern sein, als die Sonne und um diese Strecke zu 
durchlaufen braucht das Licht 497° 8. Die Epochen der 
Lichtmaxima werden im ersteren Falle um diese Zeit später, 
in letzterem um den gleichen Betrag früher beobachtet, als 
es auf der Sonne der Fall wäre Zu den anderen Zeiten 
erhält man die Verzögerung oder Verfrühung gegenüber der 
Sonne aus der Projektion des Erdbahnhaibmessers auf die 
Verbindungslinie Sonne-Stern, die sich aus cos (®-4) be- 
rechnet. Stände der Stern genau im Pole der Ekliptik, dann 
veränderte der Umlauf der Erde um die Sonne die Entfer- 
nung vom Stern gar nicht, die Epochen würden daher gerade 
so erhalten, als wenn die Erde sich nicht bewegte oder als wenn 
sie von der Sonne beobachtet wären. In den Zwischen- 
stellungen zwischen diesen Extremen ergiebt, wenn © die 
Länge der Sonne, 4 die Länge 210° 27.8 und £& die Breite 
176° 57‘8 des Sterns, R die Entfernung der Erde von der 
Sonne bedeuten, die Formel: 
Heliozentrische Zeit= Geoz. Zeit — 497° .8 R cos ß cos (O4) 
die an die Beobachtungszeiten zur Reduktion auf die Sonne 
anzubringenden Korrektionen, die in der Tabelle von 10 zu 
10 Tagen verzeichnet sind. Zur geometrischen Veranschau- 
lichung dieser Reduktion ist in Tafel II die Erdbahn ge- 
zeichnet und die Lage des Sterns am Himmel durch Rich- 
tungslinien angegeben. Die beiden Extreme der Reduktion 
und ihr Durchgang durch Null sind besonders gezeichnet. 
Der höchste Betrag dieser Reduktion erreicht bei diesem 
Stern noch nicht ganz zwei Minuten, eine Zeit, die bei 
seinem längeren und unregelmäßigen Verweilen im Maximum 
vernachläßigt werden kann und nur dann in Anwendung 
gebracht zu werden braucht, wenn man gewisse Punkte des 
rasch verlaufenden Lichtaufstiegs bei verschiedenen Erschei- 
nungen miteinander vergleichen will. 
