Aberration. 
achtcrs, den Stern in die Mitte des Ge 
sichtsfelds des Fernrohrs zu bringen, 
wird er übrigens dieses in die zweckmäßige 
Richtung CA oder AP bringen, ohne sich 
bewußt zu werden, daß dieselbe von der 
Richtung AM, aus welcher das Licht wirk 
lich kommt, um den Winkel « abweicht. 
2) Die Große dieses Winkels « läßt 
sich leicht berechnen, wenn man die bei 
der Erscheinung in Betracht kommenden 
Geschwindigkeiten kennt. Aus dem recht 
winkeligen Dreieck AL6 in unsrer Fi 
gur erhält man nämlich <vgl. Trigonometrie) 
. B c 
tan « — —- 
Die beiden Strecken LC und AL sind 
aber beimAberrationsphänvmendieWege, 
welche von der Erde und vom Licht in 
demselben Zeitraum zurückgelegt werden, 
und diese Wege verhalten sich wie die Ge 
schwindigkeiten beider Bewegungen. Unsre 
Gleichung gibt uns also 
£ Geschwindigkeit der Erde 
C( Geschwindigkeit des Lichts' 
Da aber der Nenner dieses Bruches sehr 
groß im Vergleich zum Zähler ist, so ist 
der Winkel « sehr klein, und man kann 
tan « gleich dem Winkel n, ausgedrückt 
als Bogen in Teilen des Halbmessers, setzen 
(vgl. Kreis). Daher ist der Wert von «, 
ausgedrückt in Bogensekunden, 
4 ,, — Geschwindigkeit der Erde 
~ Geschwindigkeit des Lichts ~ UD ^ Dd • w 
Setzt man die Geschwindigkeit der Erde 
gleich 30,2 km, die des Lichts aber (nach 
Cornu) 304,000 ton, so erhält man aus 
vorstehender Formel den Wert« — 20,5". 
A4j Diese Größe heißt dielKonst ante der A. 
U ^ - " 
3) Der vorstehenden Formel läßt sich 
noch eine andre Gestalt geben. Ist näm 
lich a der Halbmesser der als kreisförmig 
vorausgesetzten Erdbahn, n — 3,1415927 
die Kreisumfangszahl, u die Umlaufszeit 
der Erde in Sekunden, so ist die 
Geschwindigkeit der Erde — 2 ~- 
Bedeutct ferner z die sogen. Lichtgleichung, 
d. h. die Zeit, welche das Licht gebraucht, 
um den Halbmesser der Erdbahn zurück 
zulegen, so ist die 
Geschwindigkeit des Lichts — —• 
Setzt man diese Werte in unsre Formel 
(1), so erhält sie die Gestalt 
« = ~ z-206265". (2) 
Hier ist nun 277-206265 — 129G000", 
d. h. der Kreisumfang, ausgedrückt in 
Bogensekunden, und demnach 
— ■ 206265" 
die Anzahl der Bogensekunden, welche die 
Erde in jeder Zeitsekunde in ihrer Bahn zu 
rücklegt. Nun läuft aber die Erde in einem 
siderischen Jahr — 365,2563582 Tagen um 
die Sonne, sie legt also durchschnittlich 
in einem Tag 59" 8,193" 
- einer Stunde 2' 27,84i" 
- - Sekunde 0" 0,ono67" 
zurück. Berücksichtigt man dies, so be 
kommt man für u den Wert 
a — 0,041067"- Z. (3) 
Die Größe z hatDelambre aus lange 
Zeit fortgesetzten Beobachtungen der Fin 
sternisse des ersten Jupitermonds gleich 
493,2 Sekunden gefunden (vgl. Lichtgeschwin 
digkeit, Römers Verfahren). Daraus folgt für 
die Aberrationökonstante der Wert 
« — 20,255". 
4) Der russische Astronom Wilhelm v. 
Struve hat 1843 den Wert dieser Kon 
stanten durch Beobachtung der scheinbaren 
Örter der Fixsterne bestimmt und dafür 
20,4451" gefunden, welche Zahl gegen 
wärtig als der zuverlässigste Wert gilt. 
Mit Benutzung der Gleichung (3) findet 
man daraus den Wert der Lichtgleichung 
— 497,78 Sekunden. 
6 Z 6 ty/ y 
3V3i 
0,041067 
Dieser Wert kann dazu dienen, die Ent 
fernung der Sonne von der Erde und die 
Sounenparallare zu berechnen. Nimmt 
man z. B. die Geschwindigkeit des Lichts 
mit F 0 u c a u l t zu 298,000 ton iu der Se- 
kuilde an, so ist die Entfernung derL>onne 
von der Erde 
a = 298,000-497,78 — 148,33Mill. km, 
d. h. gleich 23,259,6 Erdhalbmessern (zu 
6378 km). Da nun einer Entfernung von 
206,264,8 Erdhalbmessern eine Parallaxe 
von 1" entspricht (vgl. Parallaxe) und die 
Parallaxe um so größer ist, je kleiner die 
Entfernung, so ergibt sich für die Son- 
nenparallaxe der Wert 
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