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Bei der wirklichen Berechnung der Ephemeriden ist es 
nicht nötig, alle Positionen direkt zu rechnen; sondern bei 
den kleinen Planeten z. B. genügt es, dieselben von vier 
zu vier Tagen (für die Mitternacht) zu rechnen und die 
Zwischenpositionen zu interpolieren. 
84. 
Um nun einen beobachteten Ort mit Hilfe einer Ephe 
meride zu vergleichen, bestimme man zunächst nach den 
Ausdrücken 
, Ti sin( 6 > — a) 
a — a = -7- cos w — J1 
J ' cos o 
sin [y — d) 
Ó' — ó = sin (p 
sin y 
tang y 
tang cp 
cos( 6 >—«) 
die Parallaxe; durch Subtraktion von dem beobachteten 
Orte erhält man den geozentrischen Ort. In der Hegel 
wird die Parallaxe, oder das Produkt derselben mit der 
Distanz z/, von dem Beobachter angegeben. Ist dieses 
nicht der Fall, so muß man sich aus der angegebenen mitt 
leren Zeit der Beobachtung die Sternzeit ableiten: dieses 
geschieht dadurch, daß man die mittlere Zeit in Stemzeit- 
intervall verwandelt und die dem Beobachtungsorte ent 
sprechende Sternzeit des Mittags dazu addiert. Die Stein 
zeit des Mittags ist gleich der Rektaszension der mittleren 
Sonne zur Zeit des Mittags. Damit kann dann die Paral 
laxe berechnet werden. Hilfsgrößen dazu gibt Bauschinger 
in Tafel XXXH. 
Ist die Beobachtungszeit t, so bestimme man durch 
Interpolation mit dem Argumente T—t — 498 s .5z/ die Posi 
tion der Ephemeride; diese mit dem von der Parallaxe 
befreiten Orte verglichen, gibt den Fehler der Ephemeride 
Frischauf, Astronomie. 2. Aufl. 6