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— Die Arbeiten von Mayer, Lacaille und Lambert. —
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ist, übergeht, oder, wenn man die Si z' mit Hilfe von
Si z' = Tg z' • (1 + Tg 2 z') " = Tg z' — Tg 3 z‘ + 3 /s Tg 5 z‘ — ... 8
in Tg z' umsetzt, und nach diesen ordnet, in
£ = A ■ Tg z' — V 2 (A — B) • Tg 3 z' -f 3 / 8 (A — 2 B + C) • Tg 5 z' — ... 9
Anstatt nun zur Ermittlung der obigen Integrale irgend eine Annahme über
die Beziehung zwischen r und /t (oder P) zü machen, zeigte Lambert, dass,
da die Höhe der Atmosphäre etwa 0,014 Erdradien und etwa 1,003 betrage,
also (a:r) nur zwischen 1 und 0,986 und () nur zwischen 1 und 1,003
variieren könne, auch P = (a : r) • (/< 0 : n) • r immer nahe gleich r sein werde.
Da nun für P=r nach 7 die sämtlichen A, B, C, ... einander genau gleich,
also überhaupt nie stark von einander verschieden sein werden, so müssen
auch die in 9 auftretenden Koeffizienten der dritten und höhern Potenzen von
Tg z' klein sein; man dürfe daher zum mindesten für alle Zenitdistanzen unter
45° die Refraktion der Tangente der Zenitdistanz proportional setzen, und
auch noch für wesentlich grössere Distanzen werde die Berücksichtigung des
zweiten oder höchstens dritten Gliedes genügen, so dass man 9 durch
£ = « • Tg z' — ß • Tg 3 z' -f- Y • Tg 5 z' 10
ersetzen, — diese Gleichung für drei Wertepaare von z' und £ aufschreiben,
— daraus die «, ß und y bestimmen, — und so schliesslich eine, von allen
Hypothesen freie und brauchbare Refraktionsformel erstellen könne. Leider
nahm nun allerdings Lambert nach Dan. Bernoulli an, dass den Zenitdistanzen
45, 60 und 80° die Refraktionen 63, 107 und 328" entsprechen, und erhielt so
die nicht wohl brauchbare Formel
£ = 63",000 • Tg z' — 0",408 • Tg 3 z' + 0",011 • Tg 3 z' 11
während ihm die von Tob. Mayer für dieselben Zenitdistanzen bestimmten
Refraktionen 57, 99 und 316" die Formel
£ = 56“,909 • Tg z' + 0",095 • Tg 3 z‘ — 0",004 • Tg 5 z‘ 12
ergeben hätten, welche, wie die nach ihr berechneten und für das oben mit
geteilte Specimen benutzten Werte erweisen, bis über 75° hinaus vollständig
genügt haben würde.
458. Die Arbeiten von Euler, Lagrange und Oriani. —
Die neuere Behandlung der Theorie der astronomischen Refraktion
beginnt mit Eulers Abhandlung vom Jahre 1754, und die von ihm
aufgestellte, dann allerdings 1772 durch Lagrange nach Ableitung
und Form noch bedeutend vereinfachte Differentialgleichung bildet
noch jetzt den Ausgangspunkt derselben a . Lagrange zeigte dann
überdies, in welchen Beziehungen die altern und neuern Theorien
zu einander stehen, und als Oriani 1788 dessen Rechnungen in scharf
sinniger Weise fortführte, gelangte dieser schliesslich dazu, für die
Refraktion eine so rasch konvergierende Reihe zu geben, dass bis auf
70° Zenitdistanz die zwei ersten, von dem Gesetze der Wärme
abnahme mit der Höhe unberührten Glieder genügen, und somit
das auffallende Faktum erklärt wird, dass die unter den ver
schiedensten Annahmen für jenes Gesetz berechneten Tafeln bei
Wolf, Handbuch der Astronomie. II 18