Aberration. 
plicirt sind und andererseits die Aberration in Deklination sich bei oberer und 
unterer Culmination in der Zenithdistanz im entgegengesetzten Sinn äussert. 
Nach einer von W. STRUvE vorgeschlagenen Methode sind die Durchgänge 
von Sternen, welche sehr nahe dem Zenith culminiren, durch den ersten Vertical 
zur Bestimmung der Aberrationsconstante besonders geeignet, weil sich aus 
ihnen die Deklination des Sterns, beziehentlich der Unterschied zwischen letzterer 
und der Polhöhe sehr genau ableiten lässt. Nach dieser Methode ist sowohl 
der frühere STRuvE’sche Werth der Constante, wie auch der später von NYREN 
abgeleitete bestimmt worden. 
Endlich ist tür diesen Zweck auch die sogenannte TALCOTT’sche Methode 
zu empfehlen, bei welcher die Unterschiede der Zenithdistanzen je zweier in 
nahezu gleichen Abständen vom Zenith nördlich und südlich culminirenden 
Sterne gemessen werden. 
Ist nämlich z die Zenithdistanz, e die Polhóhe, à, die Deklination eines 
südlich, 0, die eines kurz vorher oder nachher nórdlich vom Zenith kulminiren- 
den Sterns, so ist 
also 
  
  
grobe 
Man wählt nun bei dieser Methode die Sterne so, dass z, sehr nahe gleich 
2, wird, dass also nur die kleine Differenz z,.— z, mikrometrisch auszumessen 
:. : 3, + Os 
ist. Ist dann der bei der Berechnung von Se aus den angenommenen 
mittleren Oertern der Sterne verwandte Werth der Aberrationsconstante um dX' 
0, + à, 
a 
geltenden Betrag dieses Fehlers irrig erhalten und ausserdem um den bei An- 
nahme der mittleren Deklination begangenen Fehler. Es wird also der wahre 
Werth von o sich ergeben. 
, da es sehr nahe gleich q ist, um den für das Zenith 
  
fehlerhaft, so wird 
9 = 4 + Â+a-dK, 
wenn ey den aus den Beobachtungen folgenden Werth der Polhóhe, À den 
Fehler der Sternposition und « den Faktor der Aberrationscorrection für das 
Zenith bedeutet, welchen man nach Gleichung (7) erhàált als 
a = cos (©) (sin a sin ¢ cos e — cos § sin €) — sin ©) cos a. sin q, 
wenn man das constante Glied der Aberration bei Seite lässt. 
In Wirklichkeit wird man zur Bestimmung von ¢ nicht ein einziges Stern- 
paar, sondern eine ganze Gruppe von solchen, die in kurzen Zwischenrdumen 
kulminiren, zur Erhöhung der Genauigkeit beobachten (s. übrigens auch den 
Artikel »Polhôhenbestimmung«). 
Beobachtet man nun einige Stunden spáter eine zweite solche Gruppe, so 
gilt für diese analog 
e = 9, + À' + a dK, 
und durch Subtraction erhält man nun, da q für die kurze Zwischenzeit als un- 
veránderlich angesehen werden kann. 
(¢'—a)dK' + (A'— A) = — (99 — v) 
oder 
b-dK' + (A — À) = — Ag.