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— Einfluss der Parallaxe auf die Coordinaten. — 
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c. Die Formeln 13 und 17 gab schon Lagrange in seinem „Mémoire sur le 
passage de Vénus du 3 juin 1769 (Mém. Berl. 1766)“, während sie erst Oppolzer 
iu seinem „Lehrbuch der Bahnbestimmung (2. A. I 35)“ auf die, wenn einmal 
für einen bestimmten Ort Lg (q • Si <p‘) und mit einem Argumente x eine Tafel 
für Lg (o • Co q>‘ • Si x) berechnet ist, bequemere Form 1 gebracht zu haben 
scheint. Vgl. auch „Tob. Mayer, Inquisitio in parallaxin lunæ ejusdemque a 
terra distantiam (Coinm. Gott. 1752), — Euler, De la parallaxe de la lune 
dans l’hypothèse de la terre sphéroïdique (Mém. Berl. 1749 ; lat. Comm. Petrop. 
1779; deutsch Berl. Jahrb. 1783), — Joh. Friedrich Wurm (Nürtingen 1760 — 
Stuttgart 1833; erst Präceptor Nürtingen, dann Pfarrer Gruibingen, später 
Prof. math. Blaubeuren und Stuttgart), Praktische Anleitung zur Parallaxen 
rechnung samt neuberechneten Tafeln des Nonagesimus (Berl. Jahrb. 1808 und 
1811), — J. J. Littrow, Beiträge zur Parallaxenrechnung (Berl. Jahrb. 1812), 
und: On Parallaxes (Mem. A. S. 1835), — etc.“ — Zum Schlüsse mag noch 
zu Gunsten von 408 folgende Entwicklung nachgetragen 
werden: Bei Beobachtung des Antrittes eines Gestirnes 
des scheinbaren Radius r' an einen Seitenfaden des 
Passageninstruments hat man offenbar, wenn aus der 
Sternzeit t derselben auf die Durchgangszeit des Mittel 
punktes durch den Meridian geschlossen werden soll, in 
380: 2', wo für unsere gegenwärtige Bezeichnung ohne 
hin d in d' und t in t — a' übergehen, die Grösse c, je 
nachdem man den vorgehenden oder nachfolgenden Rand 
beobachtet, durch c — f + r' zu ersetzen, d. h. es ist 
Si (c — f + r') = Si n • Si d' 4- Co n • Co d' • Si (t — a' + m) 19 
Bedenkt man aber, dass c, f, r', n, t — a' -f- m kleine Grössen sind, so erhält 
man (t — a') Co d' = c — f Tr' — m • Co d' — n • Si d' 20 
oder, da aus 3', 3"' und 3'• Si (w — W)-f 3" • Co (w — W) in unserrn Falle 
A • Co d' ¡=í Co d — (j • Si 7i • Co y' A • Si d' = Si d — q • Si n • Si q>‘ 
A • Co d'• Si (t — a') = Co d • Si (t — a) oder A • (t — a') • Co d'î=î (t — a) ■ Co d 
folgen, wo nach 16 
A = 1 — ÿ • Si n • Co y 1 — ÿ Si n • Co (<p‘ — d) 
* st ’ a = t — (c — f + r) Se d + ni + n • Tg d + 
+ Q ■ Si n ■ Se d [(c — f ) Co (<¡p' — d) — m • Co <p* — n • Si <p'] 21 
Schreibt man nun diese Gleichung für jeden der n Faden auf, — nimmt aus 
sämtlichen Gleichungen das Mittel, — ersetzt l /n 2’ t durch das um die Uhr 
korrektion At vermehrte Fadenmittel t, und l /n 27 f durch die Fadenkorrek 
tion f, — und dividiert endlich, da sich die Zeiten, in welchen ein Interval 
durchlaufen wird, umgekehrt wie die Geschwindigkeiten verhalten, die ganze 
Korrektion von t + At mit der Geschwindigkeit (1 — A) des Gestirnes, so er 
hält man a = t + At— (I — II — III — IV):(1 — l) 22 
wo I = c • Se d — n Tg d — m 11 = f. Sed III=±r-Sed 23 
IV = q • Si Tr • Se d • [(c — f) Co (?' — d) — m • Co — n • Si 9 '] 24 
ist, d. h. die 23 die gewöhnlichen, die 24 die von der Parallaxe beeinflussten 
Korrektionen geben. 
436. Die sog*. Parallaxen der Distanz und Zeit. — 
Auch der Einfluss der Parallaxe auf die Distanz zweier Gestirne 
Wolf, Handbuch der Astronomie. II. 
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