238 — Einfluss und Bestimmung von Parallaxe und Refraktion. — 441 
grösser als die in Cayenne wirklich beobachtete anzunehmen; diese reduzierte 
Höhe ist dann auch in vorstehende Tafel eingetragen, und für IX 24 ent 
sprechend verfahren worden. Der übrige Eintrag bedarf wohl keiner weitern 
Erläuterung und es erzeigt sich, dass in Paris nahe in der Mitte zwischen 
IX 9 und 24 Mars in der Höhe von y 1 Aquarii, dagegen in Cayenne gleich 
zeitig um 15" höher stand, dass also für jene Zeit tt, — n 2 = 15" gesetzt werden 
darf, — ferner z, = 90° — 30° 19'45" und z. ä = 90° — (74° 12' 40" -f 15"). Nun 
hat man aber aus der Figur sehr nahe 
also 
Sil' 
Si z, 
Sil' 
• Si z, 
• Si 1" 
jt, — n z — ti (Si z, — Si z 2 ) oder n 
7T 2 
2 Si Vi (z, — z 2 ) • Co ‘/a (z, -f- z 2 ) 
und hieraus folgt mit obigen Daten jr = 25Vs", oder, da damals Mars nahe 
seinen kleinsten Abstand 0,372 von der Erde hatte, dass die Parallaxe in der 
Distanz 1 oder die Sonnenparallaxe 
11 = 0,372 X 25 Vj = 9V 2 " 
sei. Wenn aus andern, weniger günstig situierten Beobachtungen kleinere oder 
grössere Werte hervorgingen, ja sogar die Parallaxe Null nicht ausgeschlossen 
blieb, so darf man sich für jene Zeit darüber gar nicht verwundern, kam ja 
noch weit später Ähnliches vor. 
442. Die Kontrol-Methode von Cassini. — Während wir 
jetzt die Ergebnisse der Expedition nach Cayenne durch Vergleichung 
mit neuern Bestimmungen prüfen können, so musste damals die 
wünschbare Kontrole in anderer Weise angestrebt werden, und in 
der That suchte Cassini eine solche in der Weise zu erhalten, dass 
er (436) die Parallaxe auch aus ihrem Einflüsse auf die Distanz des 
Planeten von einem benachbarten Sterne bestimmte a , dabei zur 
Vereinfachung der Distanz die Rektascensionsdifierenz substituierend, 
und je zwei Beobachtungen kombinierend, bei welchen der Planet 
vor und nach der Culmination gleichen Stundenwinkel besass h . Da 
er nun in dieser Weise mehrere Bestimmungen erhielt, welche mit 
den aus Cayenne-Paris abgeleiteten befriedigend übereinstimmten, 
so waren damit jede Zweifel an letztem vollständig beseitigt c . 
Zu 442: a. Sind nämlich a', d' die geocentrischen Equatorealcoordinaten 
eines Wandelsternes der Parallaxe n‘ zur Sternzeit t und a", d" die entsprechenden 
Coordinaten eines Fixsternes (:n" = 0), — ist ferner q>‘ die geocentrische Breite 
des Beobachters, und bezeichnen £ und z die scheinbare und geocentrische 
Distanz der beiden Gestirne, so hat man nach 436 : 8, 12, da in diesem Falle 
k = 0 und (nach 13) y — 1 werden, A und B aber durch — t und q>‘ zu er 
setzen sind,