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L. Weinek 
Es sei hier nur die numerische Bestimmung der Aberrationskonstante durch W. Struve in den 
Jahren 1840, 1841 und 1842 zu Pulkowa angeführt. Dieselbefindet sich im »Bulletin de la classe physico- 
mathematique de l’Acad. Imp. des Sciences de St. Petersbourg« Tome I, No. 17 und im 27. Bande der 
»Astronomischen Nachrichten« S. 58. Von Struve wurden bloß Deklinationen von sieben ausgewählten 
Sternen mit dem Pulkowaer Repsold’schen Passageninstrumente im ersten Vertikale gemessen; die 
daraus sich ergebenden Resultate lauten mit ihren wahrscheinlichen Fehlern: 
v Ursae majoris 
k 
. 2074571 dz 070303 
t Draconis . . . 
4792 ± 
0224 
8 Cassiopeiae 
4559 dz 
0462 
o Draconis . . . 
4039 dz 
0229 
b Draconis . . . 
5036 dz 
0322 
P XIX.371 . . . 
3947 dz 
0333 
ß Cassiopeiae 
4227 dz 
0352, 
woraus als wahrscheinlichster Wert 
k = 2074451 dz 070111 
hervorgeht. Vor Struve wurde der Delambre’sche Wert h = 207255 angewendet. Trotzdem Struve 
seine Aberrationskonstante für eine der genauest bestimmten astronomischen Konstanten ansah und diese 
bis vor kurzem allgemein in Gebrauch stand, haben doch verschiedene neuere Beobachtungen erkennen 
lassen, daß der Struve’sche Wert etwas zu vergrößern sei. Das Berliner astronomische Jahrbuch und der 
Greenwicher Nautical Almanac benützen gegenwärtig den Wert h — 20747 zufolge der Beschlüsse der 
Pariser internationalen Konferenz vom Mai 1896 (Conference internationale des etoiles fondamentales. 
Proces-Verbaux, Paris 1896). 1 
III. Die tägliche Aberration der Fixsterne. 
i. Tägliche Aberration in Rektaszension und Deklination. 
Bei Betrachtung der täglichen Aberration bringen wir die Geschwindigkeit des Lichtes in Beziehung 
zur Geschwindigkeit des Beobachtungsortes insoferne, als dieser täglich eine Rotation um die Erdaxe 
ausführt. 
Zunächst fassen wir einen Ort B' (Fig. 25) am Erdäquator ins Auge, dessen Bewegung um den Erd¬ 
mittelpunkt Cwir ebenso behandeln, wie früher die Bewegung des Erdmittelpunktes um den Sonnenmittel¬ 
punkt. Jetzt geht aber die Bewegung im Äquator vor sich, während sie vordem in der Ekliptik stattfand. 
Der Punkt B' scheint bei seiner Rotation vom Punkte E im Raume zu kommen, wobei B'E tan¬ 
gierend zur Peripherie des Äquators, also senkrecht zur geozentrischen Zenitlinie CZ des Ortes B' ist. 
Verzeichnen wir den Frühlingsnachtgleichenpunkt in np, s0 ist der Winkel zwischen dem Meridiane des 
Ortes und dem Deklinationskreise durch T gleich dem Stundenwinkel des Frühlingsnachtgleichenpunktes, 
d. i. die Sternzeit 6. Somit ist die Rektaszension von E, d. i. T E = 8 —90. Früher war die Länge des 
Punktes E (Antiapex) eingeführt und diese bei kreisförmiger Erdbahn gleich o-f-90 gefunden worden. 
Wir werden deshalb unmittelbar von den dortigen Formeln für die Ekliptik hier auf den Äquator über¬ 
gehen können, indem wir dort o durch 6—180 ersetzen; denn in diesem Falle wird aus ©ri-90. . .6—90. 
Ferner haben wir noch für v die jetzige lineare Geschwindigkeit des Punktes B', welche v' heiße, einzu- 
1 Weitere von dieser Konferenz angenommene Konstanten sind: 
! Sonnen-Parallaxe == 8780. 
< Nutations-Konstante = 9721. 
( Präzessions-Konstante = 5072453-1-070002225 t, worin t die Anzahl der seit 1850.0 verflossenen Jahre bezeichnet. 
