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Fahre 1822 
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der Linie, welche vom Centruin der Erde nach dem Beob- 
chter in O geht, die Himmelssphäre trifft; dieser Punkt ist 
in der Astronomie unter dem Namen des geocentrischen 
Zeniths bekannt. Nehmen wir nun an, dass die Beobach 
tung bereits von Strahlenbrechung befreit sei, so wird als 
dann das Gestirn von O aus nach der Richtung der Linie 
O von C aus aber, nach der Richtung der Linie C S, 
wahrgenommen werden. Den Winkel Z' 0 oder die so 
genannte scheinbare Entfernung des Gestirns vom geocen 
trischen Zenithc, setze man m z\ den Winkel Z' C 8 da 
gegen, welcher die wahre Distanz des Gestirns vom geo 
centrischen Zenith heisst, bezeichne man mit z; alsdann 
wird der Winkel O 8 C = Z' 0 8 — Z' C 8 = z' — x 
werden; setzt man nun der Kurze wegen, O 8 C — q , so 
drückt q aus, um wie viel Minuten und Secunden das Ge 
stirn dem Beobachter weiter vom Zenith ab erscheint, als 
wenn es vom Mittelpunkte der Erde aus gesehen würde. 
Setzt man nun die liniäre Entfernung des Centrums des Ge 
stirns vom Centrum der Erde — C 8 = d\ die Entfernung 
des Beobachters vom Centrum der Erde — C O — r, so 
erhält man aus dem ebenen Dreiecke O 8 C, dessen Seiten 
C 8 = d, C O — r, und Winkel 8 O C = 180° — 
0 8 C—q sind: 
sin q =: JL sin z' 
d 
Wenn z' —90° wird, so erlangt O 8 Ct=q seinen grössten 
Werth und wird die Horizontal - Parallaxe genannt; 
setzt man sie gleich tt, so hat man : 
sin TC 
d 
, und sin q — sin 7 i sin z'; z = z‘ — q . 
Kennt man daher n und z‘ so wird man q und z leicht be 
rechnen können, wenn dagegen n und z gegeben sind, und 
man wünscht q und z' zu finden, so hat man zur Bestimmung