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als parallaktische Aufgaben auffassen und mit Hilfe der oben ent 
wickelten Gleichungen ausführen. Denn das eine Mal betrachtet man 
die Winkel aus dem Mittelpunkte der Sonne, das andere Mal aus 
dem der Erde. Die Winkel sind also nur in Folge des veränderten 
Standpunkts (durch Parallaxe) verschieden. 
Bezeichnen nun in Fig. 21: 
EK die Ebene der Ekliptik 
GQ „ „ des geocentrischen Äquators f auf der Himmels- 
0,0,,. „ „ heliocentr. Äquators j sphäre sich vereinigend 
8 V die heliocentrische Äquinoktiallinie | am Fixsternhimmel zu 
ll' die geocentrische „ j sammentreffend 
II den Pol der Ekliptik 
P „ „ des Äquators 
8 die Sonne 
1 die Erde 
A ein Planet 
des Planeten 
A,, A„, A,„ dessen Projektionen bezw. auf die Ekliptik, den 
geocentr. und den heliocentr. Äquator 
d die heliocentrische Breite 
1 die heliocentrische Länge 
v die heliocentrische Deklination 
A die „ Rektascension 
d die geocentrische Deklination 
a die „ Rektascension 
L die heliocentrische Länge der Erde 
R die Entfernung der Sonne von der Erde (die mittlere Ent 
fernung — 1 gesetzt) 
p die Entfernung des Planeten von der Erde 
r „ „ von der Sonne 
s die Schiefe der Ekliptik, 
dann folgt, wenn man die Gleichung (I) zunächst auf die Parallaxe 
der Winkel 90 — D und 90 — d anwendet und bedenkt, daß in 
diesem Falle der eine Stern 8„ der Fig. 15 mit dem Weltpole P 
zusammenfällt, also im Unendlichen liegt 
(mithin R, = co; = o u. s. f.): 
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