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Sechster Abschnitt. 
angegebene Entfernung 8' 18",2, und man nennt diese Grösse 
die Constante der Aberration in Zeit. Bei den 
Vorausberechnungen astronomischer Momente pflegt man sie 
schon mit anzubringen, um dem Beobachter die Zeit, worauf 
er sich einzurichten hat, unmittelbar anzugeben. Bei den 
Ephemeriden des Planetenlaufs und ähnlichen Angaben lässt 
man sie gewöhnlich weg, da diese mehr dem Berechner 
dienen. 
S- 143. 
Es wird hier der passendste Ort sein, der wichtigen 
Entdeckung Bradley's zu erwähnen, da sie mit der so eben 
angeführten des Olcms Römer in genauester Beziehung steht 
und eine durch die andere aufs schönste bestätigt wird, 
nämlich der sogenannten Aberration der Fixsterne (wie 
wohl sie keinesweges die Fixsterne ausschliesslich betrifft). 
Bradley hatte nämlich, um die Oerter der Fixsterne genauer, 
als bis dahin möglich war, zu beobachten, und dadurch mög 
licherweise eine Parallaxe derselben zu entdecken, ein Fern 
rohr gegen das Zenith so aufstellen lassen, dass es nur längs 
eines Bogens von wenigen Graden beweglich war. Indem er 
es nun auf einen bestimmten Stern, der dem Zenith sehr nahe 
kam, richtete und in dieser Richtung befestigte, bemerkte er, 
dass der Ort des Sterns allerdings veränderlich war, und zwar 
in einer Periode, welche dem Erdjahre entsprach. Gleichwohl 
war es nicht möglich, diese Veränderungen auf eine Parallaxe 
zu beziehen, denn der Ort, welchen der Stern in diesen Beob 
achtungen einnahm, entfernte sich, mit dem mittleren Orte 
verglichen, stets um einen Winkel von 90 Grad von demjeni 
gen, den er vermöge der Parallaxe hätte einnehmen müssen. 
Er entfernte sich nämlich von diesem mittleren Orte nach 
derjenigen Seite zu, wohin gleichzeitig die Bewegung der 
Erde in ihrer Bahn gerichtet war, statt dass die Parallaxe 
ihn nach derjenigen hätte führen müssen, welche der des 
Radius Vectors der Erdbahn entgegengesetzt war. 
Auch fand sie sich sowohl nach Bradley's als allen späteren 
Untersuchungen für alle Fixsterne gleich, und nur in so 
fern verschieden, dass nur diejenigen Sterne, welche in den 
Polen der Ekliptik stehen, einen Kreis um ihren mittleren 
Ort beschreiben, die übrigen aber eine Ellipse, deren grosse 
Axe der Ekliptik parallel liegt und dem Durchmesser jenes 
Kreises gleich ist, und deren kleine Axe gleich ist dem Pro 
ducte dieses Durchmessers mit dem Sinus der Breite, so dass 
ein Stern in der Ekliptik selbst nur eine gerade Linie be 
schreibt ; also Ellipsen, wie sie aus der perspectivischen An-