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ist dann mit dem Erdradius des Beobachtungsortes zu multipli- 
ciren oder die Tafel XVIII des naut. Jahrb. anzuwenden (Taf. 
18 in Tuxen’s Tafeln). Mit dieser reducirten oder localen Hori 
zontalparallaxe P' und den auf das geocentrische Zenitli bezoge 
nen Höhen vollendet sich die Reduction auf den Mittelpunkt der 
Erde in gewöhnlicher Weise, indem man die scheinbaren Höhen 
t u und g und die wahren Höhen ,u' — (x -f- P' cos ¡u und o‘ — a 
-(- 9" cos ß anwendet. Statt der Sonnenparallaxe (9") ist bei 
den Planeten deren Horizontalparallaxe zu nehmen, und für die 
Fixsterne die Parallaxe — 0 zu setzen. 
Das Umständliche dieser getrennten Rechnungen über 
Refr. und Parallaxe zu vermeiden, ei-gab sich eine Abkürzung 
des Verfahrens zunächst dadurch, dass man die Refraetion nach 
dem geocentrischen Zenith wirkend annimmt, also die Refraetion 
wieder mit der geänderten Parallaxe vereinigte, welches auch 
keinen erheblichen Fehler übrig lässt. 
Eine zrveite Form der Vereinigung beider Rechnungen 
liess sich dadurch erreichen, dass man den Werth der Höhen 
parallaxe zwar für das geocentrische Zenith bestimmt, dann aber 
diesen Werth mit der Refraetion zusammenfasst, und die Rech 
nung in Beziehung auf das geographische Zenith durchführt, 
nämlich mit denjenigen Höhen oder Zenithdistanzen, welche sich 
auf das geogr. Zenith beziehen. Für die hierbei erforderliche 
nachträgliche Verbesserung der so berechneten Distanz wegen 
der s. g. Seitenparallaxe des Mondes hat man in dem Dreiecke 
Z' Z M zwischen dein geocentrischen und geographischen Zenith 
nebst dem scheinbaren Mondorte, dessen Azimuth A ist, sin A 
. . „,, „ , sin A sin Z Z' 
sm Z 1 Z = cos m sm ZMZ', also sm ZMZ' =• ; 
cos m 
p sin Z M Z' = P' cos m sin Z M Z' = P' sin A. sin Z Z', wenn 
P' die locale Horizontalparallaxe des Mondes, p die Höhen 
parallaxe ist, also p sin Z M Z' sehr nahe der Abstand der wahren 
Mondörter M' und M" in den beiden von M nach Z‘ und Z ge 
zogenen grössten Kreisen. Dieser Abstand M' M" wird die 
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