Aberration. 175 
Ort des Sternes gewinnen können. Wie VILLARCEAU in der »Connaissance des 
Temps« für 1878 nachgewiesen hat, besteht derselbe darin, dass die Constante 
der Aberration für verschiedene Sterne einen anderen Werth haben kann und 
zwar besteht die Relation 
V 
Æ '= K, (i- —~= (708 x), 
p 
WO 
cos» = cos D cos (a — A) cos à + sin D sin à 
und x den Bogen grössten Kreises zwischen dem Orte des Sternes und dem 
Apex der secularen Bewegung bezeichnet. Für Sterne, welche in Beziehung 
auf den Apex als Pol in einem Parallelkreis liegen, ist Æ,' constant. Das zweite 
Glied in Æ,' kann abe: für die Beobachtungen nur dann merklich werden, 
wenn V sehr viel grôsser ist als die Geschwindigkeit der Erde. Ist das der 
Fall, so bietet die genaue Bestimmung der Aberrationsconstante von ver- 
schiedenen Sternen die Aussicht, Richtung und Grósse der secularen Bewegung 
zu ermitteln. 
Bestimmung der Constante der Aberration. 
Zur Ermittelung des numerischen Werthes dieser Constanten eignen sich 
am besten die Beobachtungen der Rectascensionen und Deklinationen des Polar- 
sternes, sowie die Beobachtungen der Deklinationen von Zenithsternen. Es sei 
Ky, ein genáherter Werth der Aberrationstante und der wahre Werth 
K'=£K,+ AK. 
Setzt man nun in (7) 
— cosa cose = asin A 
— Sina. = a cos A 
sina sindcose — cos sine = bsin B 
— cos a sinà = b cos B, 
so ist, von den constanten Gliedern abgesehen, 
a — a = K'asin(A + ©) sec à 
¥ — 8 = K' bsin(B + ©). 
Berechnet man jetzt unter der Voraussetzung, dass Präcession und Nutation 
genau bekannt sind, und dass die angenommenen mittleren Coordinaten des 
Sternes die Correctionen A« und A$ erhalten müssen, die Aberration mit Ko, so 
erhält man aus jeder Beobachtung eine Gleichung von der Form: 
n = Aa + AK" asin (A + ©) sec 
n = Ab + AK" bsin (B + ©), 
wo 4,7 die Unterschiede zwischen dem beobachteten und dem mit der Con- 
stante X, berechneten Ort im Sinne Beobachtung — Rechnung bedeuten. Im 
praktischen Fall wird man in die Gleichungen auch die Parallaxe, bei sehr 
langen Beobachtungsreihen vielleicht auch Verbesserungen der Nutationsconstante 
einführen. 
Wie ersichtlich müssen die Beobachtungen vornehmlich zu den Zeiten an- 
gestellt werden, wo die Summe 4 -- () und B + ©) bei 90? und 970? liegen, 
weil dann die Aberration ihr Maximum im positiven und negativen Sinn erreicht. 
Bei Benutzung von Polarsternbeobachtungen muss aber bei der Berechnung der 
Aberration auf die oben entwickelten Glieder zweiter Ordnung Rücksicht genommen 
werden. Die Polarsterne bieten den Vorzug, dass einerseits die durch die 
Aberration bedingten Aenderungen der Rectascension mit dem Faktor secó multi-