Eine Bemerkung zum Michelsonschen Versuch. 
§ 3. 
x41s ein im Kaum festes System S kann man das zu Grunde 
legen, dessen Ursprung der Sonnenmittelpunkt, dessen X' Y'- 
Ebene die mittlere Ekliptik-Ebene einer be.stimmten Epoche 
und dessen X'-Achse die zur E])oche gehörige mittlere Nacht- 
gleichenlinie ist. Bei der Kleinheit der Faktoren, die, wie 
man sehen wird, die vom Umlauf der Erde um die Sonne 
herrührenden Glieder haben, kann man ohne Fehler die Breite 
der Erde inbezug auf die.ses Sy.stem Null setzen und annehmen 
die Erde beschreibe um die Sonne einen Kreis von Radius R 
mit konstanter Winkelgeschwindigkeit ü. Die Länge der Ei'de 
sei A. Dann sind die Koordinaten des Erdmittelpunktes; 
x' = R cos A y' = R sin l z' — 0. 
Die Achse der ^ war durch die Lage des Stabs gegeben. 
Die Achse der y liege in der Horizontalebene des Beob- 
achtungsortes, die der C ist dann dessen Lotlinie. Ist e die 
Schiefe der Ekliptik, & die Sternzeit der Beobachtung, so kann 
man die Ausdrücke der zwölf Koeffizienten in den Beziehungen 
zwischen den beiden Systemen von Koordinaten berechnen. 
Man macht zu dem Zweck Gebrauch von den Formeln, die in 
der sphärischen Astronomie zur Berechnung von Länge und 
Breite aus Höhe und Azimut gegeben werden (vgl. Brünn ow. 
Sphärische Astronomie, 2. Auflage, Seite 84 If.). Für die Ge- 
nauigkeit, die hier nötig i.st, genügt es die bei der Bestimmung 
der Sternzeit benützte Nachtgleichenlinie als jjarallel mit der 
Achse der x' anzunehmen, die Schiefe der Ekliptik konstant 
zu setzen und die geozentrische mit der geographischen Breite 
zu verwechseln. Ist r der Erdradius, so findet man die Koeffi- 
zienten, die allein gebraucht werden. 
a = sin Ä sin d sin (p cos Ä cos i) 
a j = — sin A cos e cos d -j- sin (p cos Ä cos e sin ß — cos q) cos A sin f, 
Og = sin A sin e cos ß — sin cp cos A sin e sin ß — cos q> cos A cos e 
a — R cos A -R r cos <p cos ß 
u, = TZ sin A -(- r (cos qp cos e sin ß -f- sin tp sin e) 
2 = r ( — cos (p sin e sin ß -\- sin (p cos e). 
