Analoge Formeln für die jährliche Parallaxe in X und ß. 
Leiten wir zur Vergleichung auch die analogen Formeln der jährlichen Parallaxe nach derselben 
Methode ab. Da die Fixsternparallaxe, wie oben bemerkt, beträchtlich kleiner als die Aberrationsgröße lt 
ist, so wird man hierbei von den Gliedern 2. Ordnung ganz absehen können. 
In Fig. 13 sei wieder T der Erdort, dagegen derjenige Ort an der Sphäre, wohin derselbe von der 
Fig. 13. Fig. 14. 
Sonne £ aus projiziert wird. Letzteren führen wir jetzt an Stelle des früheren Ortes E (Fig. 11) ein. Von T 
aus würde der Stern a in S', von £ aus in S gegehen werden. Der Winkel am Sternorte o, welchem die 
Seite 7£ gegenüberliegt, heißt der parallaktische Winkel. Dieser kommt in der Richtung des Radius¬ 
vektors £ T = R zur Entstehung, während die Aberration in einer zum Radiusvektor senkrechten Richtung 
zur Wirksamkeit gelangte. Bezeichnen wir <£ cs£ T mit ■0- 1 und <£ aTE mit die Entfernung des Sternes 
von der Sonne mit A = o£, so ist: 
sin — vtj)_ R 
sin 0' A 
und wegen der fast verschwindenden Kleinheit der Sternparallaxen 
(&(—9-j) sin sin 
Setzen wir 
1 
p =- 
A sin 1" 
so wird 
■9-(—Fj = pR sin 
Diese Parallaxe erreicht somit ihren Maximalwert für ff' = 90°, d. h. für den Fall, daß die Richtung 
nach dem Sterne senkrecht zu R steht und wird dann gleich pR. Nehmen wir eine Kreisbahn der Erde an 
und setzen die Entfernung der Sonne von der Erde als Maß der Sterndistanz A gleich Eins, so ist diese 
Maximalparallaxe gleich p. 
