236 — Einfluss und Bestimmung von Parallaxe und Refraktion. — 440
Sternes, durch Rechnung in den Punkt verlegen, wo sein Parallel den Meridian
des Andern schneidet, sobald derselbe die Zenitdistanz hei zwei successiven
Culminationen gemessen und somit deren stündliche Veränderung bestimmt hat.
— b. Ist S ein Planet, so kennt man aus den Tafeln seine in Beziehung auf
die mittlere Distanz Sonne-Erde als Einheit gegebene Distanz A von der Erde,
und kann daher aus seiner Parallaxe auch die der Distanz 1 entsprechende
Parallaxe n — ll- A, d. h. die Sonnenparallaxe, berechnen. — Anhangsweise
mag noch hervorgehoben werden, dass man zur Bestimmung der Parallaxe
auch folgende, die Gleichzeitigkeit der Beobachtungen gar nicht erfordernde
Methode anwenden kann: Bezeichnen d, und d 2 die geocentrischen Deklinatio
nen des Wandelsternes zu den beiden Beobachtungszeiten, so sind die geo
centrischen Zenitdistanzen
z [ — cp , dj z.j — cp 2 — d 2 ©
und dagegen die scheinbaren Zenitdistanzen entsprechend 435 : 13, da für die
Culmination n = 9' wird und in den Korrektionsgliedern die z, und z 2 durch
z,' und z 2 ' ersetzt werden dürfen,
z,' = z, -f- r, • jr, • Si (z, 4 — A9,) z 2 4 = z 2 -+- r 2 • n 2 • Si (z 2 4 — Ay 2 ) ?
wo, wenn A, und A 2 die geocentrischen Distanzen von S sind, und n wie oben
die Sonnenparallaxe bezeichnet,
7i l — n : A, = n: A 2 8
ist. Aus 6, 7 und 8 folgt aber, wenn man die aus den Beobachtungen und
Tafeln bekannten Grössen
V —z 2 l -(<p,-(jp 2 )-f dj-d 2 = «, Si(z,' —A<p,)-r,: A, —Si(z 2 ' —A<j> 2 )-r 2 : A 2 = £ 9
setzt, n = u : ß IO
womit offenbar die Aufgabe vollständig gelöst ist. Aber allerdings wird die
Grösse « im Verhältnis zu ihrem Betrage von der Unsicherheit der Refraktions
bestimmung, der Einstellung und Ablesung, etc., etwas stark beeinflusst, so
dass es höchst zweckmässig ist, die absoluten Messungen durch Differential
bestimmungen zu ersetzen, in welchen sich ein grosser Teil dieser Fehler eli
miniert, — d. h. den Wandelstern auf beiden Stationen mit demselben Fixsterne
zu vergleichen: Ist D die Deklination dieses letztem und bezeichnen Ad, und
Ad 2 die an den beiden Stationen bestimmten Höhendifferenzen, so hat man
D-f Ad, = 9, — z,' D4-Ad 2 = <jp 2 — z 2 4 Ad, — Ad 2 = (9, — t> 2 ) — (z, 4 — z 2 4 )
folglich statt 9
«—d, —d 2 —(Ad,—Ad 2 ), /9=Si(<p,‘ — D—Ad,)-r,:A,—Si(«p 2 i —D— Ad 2 )-r 2 :A 2 11
Hat man aber eine Reihe solcher Bestimmungen, so kann man für jede der
selben nach 10 die Gleichung u = ß-n aufschreiben, welche die Normalgleichung
£ (« • ß) = n • V ß 2 und somit n = X (« • ß) ■ E ß' 12
ergeben. — Vgl. auch 442 : c.
441. Die Expedition nach Cayenne. — Die erste An
wendung der neuen Methode hatte hei Anlass der Mars-Opposition
des Jahres 1672 statt. Die Pariser Akademie sandte nämlich damals
ihren Adjunkten Jean Richer nach Cayenne, um daselbst wiederholt
die Culminationshöhen des Mars mit denjenigen benachbarter Sterne
zu vergleichen, während Dom. Cassini in Paris korrespondierende
