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Durch ähnliche Betrachtungen lassen sich auch die Änderungen 
in Rektascension und Deklination unter allgemeine Formeln 
bringen. Ändert man nämlich im Dreieck Ekliptikpol — Weltpol— 
Stern (f. Fig. 10) zunächst die Länge 1 in 1-s-AI und bestimmt 
mit Hilse der Differentialformeln die hierdurch bewirkte Änderung 
der Rektascension und Deklination, nämlich Aa 0 und Ad 0 (vergl. 
Text zu Fig. 10): 
A Ng — 
COS P . COS (i'OS.J 
cos d 
-.Al 
A d 0 = cos b sin (Pos) .Ab. 
Läßt man dann ferner die Breite b übergehen in b +Ab (ent 
weder in dem bereits geänderten oder auch in dem ursprünglichen 
Dreiecke; beides führt zu dem gleichen Resultate, wenn man die 
kleinen Größen höherer Ordnung außer acht läßt), dann ergiebt sich 
(Fall IV. der Differentialsormeln) die von den beiden Änderungen 
(AI und Ab) herrührende Totaländerung der Rektascension: 
1 A a cos b. cos (Pos.) 
cosd 
sin (Pos.) 
cosd 
Ab 
und der Deklination: 
2. Ad — cos b. sin (Pos.). A1 -f- cos (Pos.) .Ab. 
Auch hier gelten die Gleichungen: 
Aa = a, — a 
Ad = d,—d 
Anmerkung. Die obigen Entwickelungen betrafen zunächst die 
hier als unbeweglich geltenden Fixsterne (s. Fig. 14). Hat nun aber 
der Stern eine starke eigene Bewegung, wie die Planeten, dann könnte 
man die vorhergehenden Betrachtungen zwar auch auf diesen Fall 
ausdehnen, allein man zieht es vor, einen einfacheren Weg einzu 
schlagen. Dabei macht man von folgendem leicht zu begründendem 
Satze Gebrauch: „Wenn ein Planet zu einer gewissen Zeit die be 
kannte Entfernung r hat und das Licht x Minuten zur Zurücklegnng 
dieser Entfernung braucht, dann sieht man den Planet zu jener Zeit 
nicht da, wo er wirklich ist, sondern da, wo man ihn x Minuten 
vorher ohne Aberration gesehen hätte." — Will man also beispiels 
weise den Einfluß der Aberration auf einen Ort kennen lernen, den 
ein Planet um 12 Uhr einnimmt und weiß man, daß bei der gerade