278 — Einfluss und Bestimmung von Parallaxe und Refraktion. — 459

in 55; Dir. Obs. Kronstadt ), Beobachtungen und Untersuchungen über dieastronomische Strahlenbrechung in der Nähe des Horizontes. St. Petersburg1872 in 4., — Jul. Maurer, Die Extinction des Fixsternlichtes in ihrer Be-ziehung zur astronomischen Kefraction. Zürich 1882 in 8., — E. Radau, Ee-cherches sur la theorie des refractions astronomiques (Ann. Obs. Par. Mem. 16von 1882), und: Essai sur les refractions astronomiques. Paris 1889 in 4., —Paul Harzer (Grossenhain in Sachsen 1857 geb.; Dir. Obs. Gotha ), Untersuchungüber die astronomische Strahlenbrechung auf Grund der Differentialgleichungender elastischen Lichtbewegungen in der Atmosphäre (A. N. 2477 von 1882 und2554—56 von 1883), — Arthur Kerber, Die astronomische Kefraction als Functionder meteorologischen Elemente (A. N. 2494—95 von 1883), — Th. v. Oppolzer,Über die astronomische Kefraction. Wien 1886 in 4., — Pierre-Ossian Bonnet (1819 geb.; Akad. Paris), Theorie de la refraction astronomique. Paris 1888in 8., — etc.“

460 . Der Einfluss der Refraktion auf Eistanz, Posi-tion und Coordinatendift'erenzen. — Sobald zwei Gestirne mit-einander verglichen werden, welche in verschiedenen Höhen stehen,so wird sich die ungleiche Einwirkung der Refraktion auf dieselbengeltend machen, und man hat daher zwischen dem scheinbaren undwahren Unterschied ihrer Lage zu unterscheiden und die zur Re-duktion des einen auf den andern nötigen Formeln zu entwickeln

Zu 460: a. Es ist schon bereits in 177 und 397 einiges Betreffende bei-gebracht worden, aber immerhin wird es zweckmässig sein, hier noch einige

allgemeinere Formeln zu entwickeln:Bezeichnen z' und z“ die scheinbarenZenitdistanzen zweier Gestirne S' undS", D ihre scheinbare Distanz, und wihre Azimutaldifferenz, so ergeben diesog. Gauss’schen Formeln, wenn m =y 2 (m' -}- m'') und z — '/, (z' + z") ist,Co m • Si % D = Co ’/ 2 w • Si */ 2 (z" — z 1 )Si m • Si V 2 D = Si </ 2 w-Sizoder, da für mikrometrische Beobach-tungen w, D und z" — z' immer klein sind, nahe

D • Co m = z" - z 1 D • Si m = w • Si z 1

und ebenso hat man, wenn die auf die wahren Orter bezüglichen Grössen mitden entsprechenden griechischen Buchstaben bezeichnet werden,

A • Co /i — 5" — A • Si /,. = w • Si 5 2

Bezeichnen aber r und q die sog. Kefraktionskonstanten, je nachdem die schein-bare oder wahre Zenitdistanz als Argument gewählt wird, so ist

? = z -f r • Tg z z — £ — q Tg £ oder r • Tg z = q Tg t, *und man kann daher leicht, wie dies Bessel in seiner hier zunächst zu Grundegelegten Abhandlung „Einfluss der Strahlenbrechung auf Mikrometerbeobach-tungen (Untersuchungen I 153—201)“ auch wirklich ausgeführt hat, eine Tafelder r in eine der q umsetzen, wobei sich z. B. z = 45 0 , r = 57",682 undq = 57",650 entsprechen. Bezeichnet man durch <,> das Mittel der den beiden

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