Parallaxe. 
Für die Reduction von Sternen bis 1869 muss das"Argument in der oben 
angegebenen Weise gebildet werden. Seit 1870 finden sich die zu jedem Datum 
gehórigen, der Sternzeitepoche 18^ 40» des Normalmeridians entsprechenden 
mittleren Zeiten Berlin auf eine Decimale, seit 1884 auf zwei Decimalen hinzu- 
gefügt, und seit 1888 giebt das »Berliner Astron. Jahrbuch« die mit den Mond- 
gliedern kurzer Periode vereinigten Gróssen II, ebenfalls für die Epoche 18^ 40» 
des Normalmeridians, aber mit Hinzufügung der zugehórigen mittleren Zeit 
Berlin auf 3 Decimalen, von Tag zu Tag. 
Der »Nautical Almanac« von Greenwich gab seit 1834 die sämmtlichen 
Reductionsgróssen für die mittlere Mitternacht Greenwich, die Grössen II für 
jeden Tag, die Grössen I bis 1873 von 5 zu 5 Tagen, seit 1874 für jeden Tag. 
Die »Connaissance des Temps« gab seit 1863 simmtliche Reductionsgróssen 
für die mittlere Mitternacht Paris, die Gróssen II ebenfalls für jeden Tag, die GróssenI 
bis 1874 von 5 zu 5 Tagen, seit 1875 ebenfalls von Tag zu Tag. N. HERz. 
Parallaxe. Die von beliebigen Punkten der Erdoberfläche aus in einem 
beliebigen Augenblicke gesehenen Stellungen eines Gestirnes müssen, um mit 
einander vergleichbar zu sein und zu Untersuchungen über die Bewegung des 
Gestirnes dienen zu kónnen, auf einen und denselben Punkt als Ort des Beob- 
achters bezogen werden. Die Beobachtungen der unserem Sonnensystem an- 
gehórigen Kórper werden bezogen auf den Erdmittelpunkt in seiner dem Augen- 
blicke der Beobachtungen entsprechenden Lage, wührend die Beobachtungen 
der Fixsterne und der übrigen unserem Sonnensystem nicht angehórenden oder 
doch durch die Sonne in ihrer Bewegung nicht bestimmten Körper bezogen 
werden auf den durch die Sonne eingenommenen Brennpunkt der Bahn "der 
Erde, Man nennt nun allgemein die Abweichung des beobachteten Ortes eines 
Gestirnes von dem wahren aus dem Bewegungsmittelpunkte gesehenen Orte die 
Parallàxe des Gestirnes und unterscheidet die »tägliche Parallaxe«, welche 
durch den Standpunkt des Beobachters auf der Erdoberfläche erzeugt wird, und 
die »jáhrliche Parallaxe», hervorgerufen durch die Bewegung der Erde in 
ihrer Bahn. 
Streng genommen stehen die Fixsterne unter dem doppelten Einflusse der 
täglichen wie der jährlichen Parallaxe. Bei ihrer ungeheuren Entfernung ist aber 
die verschiedene Stellung der Erde in ihrer Bahn nur eben hinreichend, um in 
besonders günstigen Fällen eine mit unseren Instrumenten messbare Aenderung 
des Ortes des Sternes hervorzurufen, während der Durchmesser des Erdkörpers 
so verschwindend klein ist, dass es schlechterdings unmöglich ist, den Einfluss 
der verschiedenen Stellung des Beobachters auf der Erdoberfläche im schein- 
baren Orte der Fixsterne zu erkennen. Wenn wir daher von der Parallaxe der 
Fixsterne sprechen, so verstehen wir darunter einfach die jáhrliche Parallaxe. 
Andererseits stehen die Kórper unseres Sonnensystemes nur unter dem Einflusse 
der tüglichen Parallaxe, und hier verstehen wir daher unter der Parallaxe die 
Abweichung des scheinbaren Ortes des Gestirns vom geocentrischen Orte. 
Wir suchen zunüchst die Formeln zur Berechnung der täglichen Parallaxe 
auf, Ist Æ der Mittelpunkt des sphäroidischen Erdkórpers, O der Ort des Beob- 
achters auf der Erdoberfläche und S der Ort des Gestirns, so zielt der Erd- 
radius ZO, den wir mit p bezeichnen, verlängert auf das geocentrische Zenith 
Z des Beobachtungsortes; der Winkel Z' OS — z' ist die scheinbare Distanz des 
Gestirns vom geocentrischen Zenith, der Winkel Z'Z.S — z die wahre Distanz 
vom geocentrischen Zenith. Nennen wir noch die Entfernung .E£,S des Gestirns 
  
   
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
  
   
  
  
  
  
  
  
   
    
    
   
  
  
  
  
  
   
    
  
   
   
   
  
  
    
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