Parallaxe. 
tal"»Parallaxe bei P, H öhen-Paral- 
laxen; und für jede von ihnen ist 
«i» X : «in ZAK (Complément von 
KAT) = AT : TK = sin P : 1 
(indem TK — TP, das Verhältniß 
von AT : TP, dieses TP zum Radins 
nehmend, aber offenbar das obige ist), 
also 
sin K : sin P — «in ZAK: 1, 
oder, statt den Sinus die (kleinen) Win 
kel selbst setzend, 
K : P — «in ZAK : 1, woraus 
K == P sin ZAK,* * und demnach 
die Höhen-Parallaxe gleich dem 
Produkte der H orizontal-Paral- 
laxe in den Sinus des Zenith- 
Abstandes ZAK kommt. 
Man nehme nun (Figur 3 und nach 
her 4 unserer Tafel X) an, zwei Beob 
achter auf der Erdkugel - Oberfläche und 
unter dem nämlichen Mittagskreise B C, 
der eine in B, der andere in C, sehen 
zugleich einen Fixstern I, und einen Pla 
neten M in diesem Mittagskreise. Die 
Gesichtslinien BB und CI nach dem Fix 
sterne werden, wie ich deßhalb so sorg 
fältig bevorwortet habe, parallel seyn, 
die nach dem Planeten werden gegen M 
zusammenlaufen. Jeder Beobachter mißt 
des Planeten Abstand vom Fixsterne, wo 
durch (Fig. 3.) MBL — ß, undMCI 
— y, BMC aber also = ß -f- y ** 
erhalten wird, wie die Parallele Xfi als 
bald übersehen läßt, indem sie BMC in 
zwei Winkel theilt, welche als Wechsel 
winkel den ß und y gleich sind. Würde 
der Planet von B und C aus auf Ei 
nerlei Seite des Fixsterns gesehen, wo 
bei die Linien B L und C1 wie die 
* Oder für die eigentlich gesuchte Hori 
zon tal-Parallaxe (P) also: P — 
K 
sin ZAK. 
** Man mißt also, wie ich oben nicht we 
niger sorgfältig bevorworret habe, wirk 
lich nicht den „parallaktischen" Winkel 
unmittelbar selbst, sondern folgert ihn 
bloß aus den eigentlich gemessenen Bö 
gen am F i x st e r n h i m m c l, wohin 
man den Planeten aus dem Raume eben 
falls verseht hat. — Dieß wird nun die 
Nothwendigkeit der betreffenden obigen 
Bevvrwortung erst recht ersichtlich machen. 
punctirten in der Figur gingen, so 
wäre BMC dem Unterschiede zwi 
schen ß und y gleich ; man hat also hier 
aus allemal den Winkel BMC* (die 
Summe der Höhen-Parallaxe bei 
der Beobachter, wie sie — vcrgl. d. vor 
angehende Anmerk. — aus den confor- 
men beiden Himmels-Abstandsbö 
gen des Planeten vom Fixsterne folgt). 
Jeder der beiden Beobachter läßt aber 
zugleich den Abstand des Planeten von 
seinem Scheitelpuncte messen, wodurch 
(nun Fig. 4.) b B M = b, und eCM 
—„ c kommt. Bezeichnet man sodann die 
Höhen-Parallaxen, wie in der Fi 
gur mit o und x, und die Horizon- 
tal-Parallaxe wieder mit P, so ist 
also nach dem Obigen 
o = P sin b, 
x == P s in c, und daher 
o -f- x, b. h. BMC — P (sin b -s- sin c), 
woraus sich P (wie vorn) — 
_ ß + r 
BMC 
-, d. 
sin b -j- sin c 
die Horizon- 
sin b -j- sin c 
tal-Parallaxe gleich derSumme 
der Abstände des Planeten vom 
Fixsterne, dividirt durch die 
Summe der Sinus seinerSchei- 
tel-Ab stände, ergibt. 
Exempel. Der uns bekannte Fran 
zösische Astronom Abbe de la Caille 
beobachtete (in Gemäßheit einer Verab 
redung) am 6ten October 1751 auf dem 
Vorgebirge der guten Hoffnung den, da 
mals in der Opposition befindlichen Pla 
neten Mars im Mittagkreise, und fand 
ihn (seinen nördlichen Rand) 26",7 
nordwärts von l des Wassermanns, 
* Dieser Winkel führt in der Astronomie 
mit Recht den Namen des „Argu 
ments" der Horizontal-Paral- 
laxe („Argument total de la paral 
laxe horizontale.“ Lalande), indem 
„A r g n m c » t" (vcrgl. d. A.) im astro 
nomischen Sinne jede veränderliche Größe 
(wie hier die veränderliche „Höhen- 
Parallaxe") bedeutet, von der eine 
andere (die „H o r i z o n t al" - Parallaxe) 
abhängig ist, welche, in Bezug auf jene, 
ihre „Function" genannt werden kann.