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Carl Friesach. 
%c' —\ so ist in (70), statt dieser Werthe, ü — mdl, a—ndl zu setzen. Bedenkt man nun, dass dl jeden¬ 
falls klein sein wird, und dass die x, y innerhalb eines kleinen Intervalles als constant betrachtet werden 
dürfen, so sieht man ein, dass an die Stelle von (70) folgende Gleichung tritt: 
[&a3-Hay-4-n(a3*H-?/*)]2eZri- [ü m^an^l\(mx- J t~ny')\d'k = (iP—r) 2 — ('S'-ella:) 2 — (a-h-fl?/) 2 . ...(71) 
Wird, nebst dein Eintritte, auch der Austritt beobachtet, so hat man für jede der beiden Berührungen 
eine Gleichung wie (71), und kann aus diesen beiden Gleichungen sowohl dl I als d A finden. 
Liessen sich die äusseren Berührungen ebenso scharf, wie die inneren, beobachten, so könnte man, da 
man dann vier Gleichungen hat, auch die von den Tafelfehlern herrührenden Fehler dö, da bestimmen. Da 
aber dies nicht der Fall ist, so thut man besser, wenn es sich um die Berichtigung der Tafelörter handelt, die 
inneren Berührungen an solchen Punkten der Erdoberfläche zu beobachten, wo sie nahe am Zenithe stattfinden 
und dadurch der Einfluss der Parallaxe verschwindet. Sind die beiden geographischen Längen genau bekannt, 
so hat man dann zur Bestimmung von d a und dd, zwei Gleichungen von der Form: 
(JP —ry = ^-ha z ~h2Sd$-+-2a da. 
Über die mehr oder weniger günstige Lage des Beobachtungsortes, zur Bestimmung der Sonnenparallaxe 
aus der Beobachtung eines Berührungsmomentes, geben die isosthenischen oder die damit nahe übereinstim¬ 
menden Curven gleichzeitiger Berührung Aufschluss. Die günstigsten Beobachtungsorte liegen in der Nähe 
jener Punkte, wo die Berührung zuerst und zuletzt gesehen wird, weil dort der numerische Werth von A'- -A 
am grössten ist. 
Soll die Sonnenparallaxe aus der Dauer dos Vorüberganges abgeleitet werden, so wird man am zweck- 
mässigsten in der Nähe der Punkte der längsten und kürzesten Dauer, namentlich des letzteren, beobachten, 
und entscheiden die Curven gleicher Dauer über den Grad der Günstigkeit. 
Es ist klar, dass das eben Gesagte auch auf die Beobachtung einer beliebigen Phase, deren Distanz A' 
durch Messung bestimmt wurde, Anwendung findet. Auch bei den Contactbeobachtungen wird II aus A' ab¬ 
geleitet, dessen Werth aber hier schon im Voraus bekannt ist. Die Messung der Distanz kann sowohl durch 
geeignete Apparate am Fernrohre als an photographischen Abbildungen einzelner Durchgangsmomente aus¬ 
geführt werden. Die am Fernrohre ausgeführten Messungen gestatten eine grosse Schärfe; da sie aber Zeit 
erfordern, ist man dabei auf die Nähe der grössten Phase beschränkt, wo sich A' sehr langsam ändert. Derlei 
Beobachtungen werden darum am besten in der Nähe jener Punkte angestellt, wo K! seinen grössten oder 
kleinsten Werth hat. 
Nach Oppolzer wäre es zweckmässig, an photographischen Abbildungen, die Messung der Distanz mit 
jener des Positionswinkels u' zu verbinden, weil, wie die Gleichungen (25) und (27) zeigen, II auch aus u’—u 
abgeleitet werden kann. Diese Gleichungen zeigen ferner, dass v!—u, wie A'—A, im Horizonte seinen 
grössten numerischen Werth hat, und dass u'—u im Allgemeinen um so grösser ist, je kleiner A' — A. Indem 
man sowohl A! als v! misst, erreicht man daher den Vortheil, dass man, aus jeder in geringer Höhe angestellten 
Beobachtung, günstige Daten für die Parallaxenbestimmung erhält. 
Nebst diesen Messungen empfiehlt Oppolzer die Beobachtung der Kectascensionsdifferenz Ä —• a\ 
welche sich aus der zwischen den Durchgängen der beiden Gestirne durch einen senkrecht auf die tägliche 
Bewegung im parallaktisch aufgestellten Fernrohre angebrachten Faden verfliessenden Zeit ergibt. Bezeichnen 
t, und t die Sternzeiten des Durchganges der Sonne und des Planeten, x den Modulus zur Verwandlung der 
mittleren Zeit in Sternzeit, so ist, für den Augenblick des Sonnendurchganges, Ä! ■— a[ 
n’ hat hier die in f) angegebene Bedeutung. Nachdem A’ —• a! gefunden, hat man a! ■ 
endlich II— Ä [S. Gleichung (20').] 
= 15( tl —t)[l + 
-(Ä — a') cos d’ ; und 
y 
(?- 
I)a es sich hier darum handelt, dass a'~a und y möglichst gross seien, und y nahe =(g — 1) v? 
■1) cos f sins [ s - Gleichung (20")], eignen sich zu dieser Parallaxenbestimmung 
alle Punkte von geringer 
