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Die Kontrol-Methode von Cassini. — 
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bestehen. Da nun für jede Sternzeit t, zu welcher man £ gemessen hat, nach 
2 successive z, 0“, « und ß berechnet werden können, so lässt sich n‘ aus 
jeder solchen Messung nach 1 bestimmen und aus den verschiedenen Werten 
ein ordentlicher Mittelwert für die Parallaxe erhalten, — zumal wenn man 
einen Stern in der Nähe des Wandelsternes wählt, um den störenden Einfluss 
der Refraktion auf ein Minimum zu reduzieren. — Vernachlässigt man die Ver 
änderung der geocentrischen Coordinaten des Wandelsternes in der Zwischen 
zeit zwischen zwei unter gleichen Stundenwinkeln s vor und nach der Cul- 
mination gemessenen Distanzen £, und £ ä , so behalten z, 9“, «, ß für beide 
Beobachtungen dieselben Werte, während die entsprechenden Sternzeiten 
t, = a' — s t 2 = a' -f- s J 
sind, und wenn man daher 1 für beide Beobachtungen aufschreibt, so erhält 
man durch Subtraktion 
£, — C 2 = — 2 n> • 'l ‘ Co ß • Si (« -f a') • Si s 
oder mit Benutzung der 2, aus denen Co ß • Si (« + a') =— Siö" folgt, 
£, — £2 . Si z • Se u)‘ • Se d" 
1 ~ -txr/A A T 
Si s 
= A 
2 Si (a" — a') 
woraus sich unter Zuziehung der 2 die Parallaxe in sehr einfacher Weise be 
rechnen lässt, — am einfachsten allerdings, wenn Beobachter und Gestirne im 
Equator stehen, und bei Auf- und Untergang beobachtet wird, da diesem Falle 
A = 1 entspricht. — b. Natürlich lässt sich die Methode, die Parallaxe aus 
korrespondierenden Distanzmessungen zu bestimmen, auch ohne die für Auf 
stellung von 4 gemachten Annahmen durchführen, ja sie wird sogar, wenn 
man nicht der Eleganz der Formel die wertvollere Genauigkeit opfern will, 
ohne sie durchgeführt werden müssen. Ferner kann man, anstatt wie oben die 
Parallaxe aus der Parallaxe der Distanz zu bestimmen, dieselbe auch aus dem 
Einflüsse auf die Rektascensionsdifferenz ableiten, besonders wenn der Ver 
gleichstern im Parallel des Wandelsternes gewählt wird. — c. In letzterer 
Richtung ging nun Cassini vor, und fand so z. B. am 9. September 1672 unter 
Anwendung von s = 4 h für Mars die ziemlich richtige Parallaxe von 24%", — 
am 17. September dagegen 27 %", bei Aufführung letzterer Bestimmung jedoch 
in seinen „Elémens de l’astronomie vérifiez. Paris 1684 in fol.“ selbst be 
merkend: „Elle devoit estre plûtot un peu plus petite que la précédente 
(24%), puisque Mars estait un peu plus éloigné de la terre; mais elle résulte 
un peu plus grande à cause de la difficulté extrême de déterminer ces diffé 
rences avec la dernière précision“, leider aber keine Angaben über die an 
gewandten Instrumente und Rechnungsmethoden beifügend, sondern dafür auf 
seinen „Traité de la Comète de l’an 1680“ verweisend, dessen ich bis jetzt 
nicht habhaft werden konnte. Es macht ihm diese Methode und deren für 
damalige Zeit gut gelungene Anwendung jedenfalls grosse Ehre, und trägt 
wohl auch mit Recht seinen Namen, obschon sich (vgl. Kästner IV 248) erste 
Spuren derselben schon bei Tycho und Kepler nachweisen lassen und wenig 
später auch Flamsteed (vgl. Ph. Tr. 1673) von derselben Gebrauch machte. — 
Zum Schlüsse füge ich noch zur Ergänzung von 440 bei, dass das dort ge 
lehrte Verfahren, die Parallaxe aus Differentialbeobachtungen im Meridiane zu 
bestimmen, sich mit geringen Abänderungen auch auf den Fall anwenden lässt, 
wo an zwei Stationen mit dem Mikrometerapparat eines parallaktisch mon 
tierten Fernrohrs ausserhalb des Meridianes Deklinationsdifferenzen zwischen 
dem Planeten und einem benachbarten Sterne gemessen worden sind: Be- 
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