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und y, durch die analoge Gleichung: 
608 y, — cos d,. cos (1, — l). 
Da ip„ nach Voraussetzung nur ein sehr kleiner Winkel, so darf 
man die obige Gleichung zunächst schreiben: 
cos ch, — cos ch„ + q (cos f, — cos y f ) {II — n), 
woraus durch Substitution der vorstehenden Werte hervorgeht: 
CO8 — COS lp„ 
u 71 ~ q [cos b„ cos (1„ — A) — cos b, cos (1, — A)] 
Die rechte Seite dieser Gleichung enthält lauter durch Beobachtung 
und aus der Erdbahntheorie bekannte Größen. Zwar setzt auch sie 
die Beobachtung von Längen und Breiten voraus, aber nur an einer 
Station, so daß die am meisten zu fürchtenden Fehlerquellen fortfallen. 
Mit Rücksicht auf die Kleinheit von ch, und xp„ darf obige Gleichung 
auch angesetzt werden: 
,, _ + y, 
71 2 § [cos b„ cos (1„ — A) — cos b, cos (1, — A)] tyr 
■ Ist die Parallaxe n des Vergleichsterns 8„ verschwindend, dann 
hat man in derselben nur 
TC = 0 
M setzen. 
Selbstverständlich müßte vor Anwendung dieser Gleichung der 
Einfluß der Eigenbewegung der Sterne ans die Distanzänderung eliminiert 
werden. 
Man nennt die Entfernung eines Fixsterns, dessen jährliche Pa 
rallaxe 1" beträgt, 
eine Fixsternweite. 
Dieselbe hat, den Erdbahnhalbmesser zu 20 Millionen Meilen an 
genommen, in runder Summe eine Größe von 
vier Billionen Meilen, 
zu deren Zurücklegung das Licht etwas mehr als drei Jahre gebraucht. 
Einigermaßen zuverlässige Parallaxen hat man bis jetzt erst von 
wenigen Sternen. 
Jsrael-Holtzwart, theorische Astronomie. II. 
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