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L. Wein ek, 
gegen erhält die Länge des Sternes a' in f und h ihren kleinsten und größten Wert, während die Breite 
unverändert bleibt. 
Nach Vorausschickung dieser allgemeinen Betrachtungen über die Erscheinung der Aberration 
gehen wir jetzt zur analytischen Behandlung derselben über. 
II. Die jährliche Aberration der Fixsterne. 
i. Jährliche Aberration in Länge und Breite, wenn die Erdbahn als Kreis 
betrachtet wird. 
Vernachlässigen wir zunächst die Exzentrizität der elliptischen Erdbahn, welche nur einen kleinen 
Wert besitzt, und nehmen wir diese Bahn fürs erste als Kreis an. Die Fig. 11 stellt dieselbe in 
Fig. ll. 
perspektivischer Verkürzung als Ellipse dar, in deren Mittelpunkte die Sonne £ zu denken ist. T sei der 
Erdort zur Zeit der Beobachtung. Die Tangente zur Erdbahn im Orte T steht senkrecht auf der 
Richtung FS; sie werde nach beiden Seiten verlängert, bis sie die, um T als Mittelpunkt mit beliebigem 
Radius geschlagene, Sphäre trifft. E sei derjenige Punkt der Sphäre, von welchem die Erde im Raume zu 
kommen scheint und A der entgegengesetzte Ort der Sphäre, auf welchen die Erde augenblicklich losgeht, 
d. i. der Apex ihrer Bewegung. S wäre der wahre Sternort der Sphäre, S' der scheinbare. Die Breiten¬ 
kreise durch S und S' sollen die Ekliptik in B und B' schneiden. Die Aberrationsebene, in welcher S 
nach S' verschoben wird, fällt mit der Ebene ETS zusammen, so daß der sphärische Bogen ES oder der 
entsprechende Winkel an T unser ff, der Bogen ES' unser ff' ist. Markieren wir noch den Frühlings¬ 
nachtgleichenpunkt, von welchem aus die ekliptikalen Längen in der Richtung der Erdbewegung um die 
Sonne gezählt werden, in der Ekliptik mit T und nennen wir die Neigung der Aberrationsebene ETS' 
zur Ekliptik nach BB hin 180—f. 
