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nach vorausgegangenen Untersuchungen und Berücksichtigung aller dabei 
in Betracht kommenden Umstände, als verschwindend betrachtet werden 
darf, da sonst aus der Distanzänderung der beiden Sterne nur auf 
die Differenz ihrer beiden Parallaxen geschlossen werden kann. Der 
Vergleichstern ist also dem untersuchten Sterne nur sphärisch (scheinbar) 
sehr nahe, in Wirklichkeit aber unendlich weit von ihm entfernt. Um 
dem Leser einen Begriff von diesem Verfahren zu geben, dessen nähere 
Ausführung der praktischen Astronomie zufällt, wollen wir wenigstens 
die Abhängigkeit der Parallaxe von der beobachteten 
Distanzänderung nachweisen und uns zu dem Ende wieder der 
Gleichung I«, p. 61 der sphär. Astronomie bedienen, indem wir zu 
nächst annehmen, daß beiden Sternen eine meßbare Jahresparallaxe 
zukomme. Da man hier unter allen Umständen die höheren Potenzen 
und Produkte der Parallaxe vernachlässigen darf, so nimmt dieselbe 
folgende einfache Gestalt an: 
608 lp, — (1 — Q COS /, . n — Q COS r, . 7t) COS 
+ Q COS r, . /7 -1- Q COS . 71. 
In dieser Gleichung bedeuten (vgl. Fig. 15. d. sph. Asir.): 
Q die Entfernung der beiden Beobachtungsörter 0, und 0„, 
also die zwischen beiden liegende Erdbahnsehne, bzw. den 
Erdbahndurchmesser, wobei man die mittlere Sonnen 
entfernung als Einheit nimmt, 
II und 7t die Parallaxen der beiden Sterne 8, und 8„, auf 
dieselbe Einheit bezogen, 
if>, und ch„ die an den Stationen 0, und 0„ beobachteten 
Winkeldistanzen der beiden Sterne, 
r, und y, zwei gleichfalls durch Beobachtung, jedoch nur auf 
der einen Station 0, festzustellende Winkel. 
Bezeichnet man nämlich die im Punkte 0, beobachtete Breite des 
Sterns 8., durch b„, seine Länge durch 1„, sowie die auf dem Wege 
der Rechnung zu ermittelnde Länge des Orts 0„ durch A, dann ist 
r, offenbar durch die Gleichung gegeben: 
nos r, — cos b„ . cos (1„ — A)