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Die Stellarastronomie. —

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gegen diejenige des für ihn zu niedrigen Sirius auf 4" hinaufgetrieben wurde.Auch Calandrelli ging es wenig besser, als er um 1805 in Rom den für ihnnahe zenitalen Stern Wega mit einem 9 Rissigen Sector beobachtete, indem ertrotz der angewandten Sorgfalt für denselben den unzulässigen Wert von4",4 erhielt. Etwas besser kam Pond weg, als er mehrere 10-füssige Fern-rohren an Steinpfeilern so befestigte, dass jedes derselben auf einen bestimm-ten Stern gerichtet blieb, und dessen allfällige kleine Verschiebungen im Laufedes Jahres mikrometrisch ermittelt werden konnten; jedoch musste er sichtrotz alledem mit dem negativen Resultate begnügen, dass die Parallaxen vonWega, Deneb und Athair kleiner als einige Zehntel einer Sekunde sein müssen.— Zu der in 289 gegebenen Schilderung der ersten wirklich gelungenen Be-stimmung bleibt nachzutragen, dass Bessel , der damals von Schlüter ganz vor-züglich sekundiert war, sich für seine Messungen des Heliometers der Königs-berger Sternwarte bediente und über die Ergebnisse derselben in mehrerenAbhandlungen Uber „Bestimmung der Entfernung des 61. Sterns des Schwanes(A. N. 365—6 von 1838 und 401—2 von 1840; auch Jahrb. Schum, für 1839)“relatierte. Ferner ist zu erwähnen, dass W. Struve ungefähr gleichzeitig mitdem Fadenmikrometer des neunzölligen Dorpater Refraktors « Lyrse und be-nachbarte Sterne verglich und 1839 in einer seinen „Mensur® micrometricse(622)“ angehängten „Disquisitio de paraliaxi « Lyra “ mitteilen konnte, dassdiesem Sterne die Parallaxe 0",26 oder eine Distanz von etwa 4 Sternweitenzukomme. Und endlich ergaben sich Thomas Henderson (Dundee in Schottland 1798 — Edinburgh 1844; folgeweise Dir. Obs. Cap und Edinburgh ), wie ausseiner Abhandlung „On the Parallax of Sirius and of « Centauri (Mem. Astr.Soc. XI von 1839)“ hervorgeht, ebenfalls ungefähr gleichzeitig, aus am Capschon 1832 3 gemessenen, aber erst später ausgenutzten Meridian-Zenitdistanzenfür die Parallaxen von Sirius und von « Centauri die Werte 0",31 und 0",92,so dass die Entfernung des letztem Sternes kaum viel mehr als eine Stern-weite betragen dürfte. — ft. Legt man durch Sonne, Erde und einen Sterneine Ebene, so schneidet diese die Ekliptik in einernach E gerichteten Geraden so, dass, wenn Q diegeocentrische Länge der Sonne bezeichnet, die Längedieses Punktes E gleich 180° -j-Q ist. Bezeichnet nunn die jährliche Parallaxe des Sternes und wird diemittlere Distanz der Erde von der Sonne als Einheitangenommen, so ist die Distanz A des Sternes von derSonne gleich 1: Sin, und man erhält

Si cp : Si a = r : A = r • Si n oder <j> ;=; r • % • Si a t

Es besteht also eine ganz entsprechende Relation, wiewir sie in 264: 4 für die Aberration gefunden haben,und wenn man daher in die aus dieser letztem fol-genden Aberrationsformeln (für deren Ableitung auf611 verwiesen werden kann) die gegenwärtigen Bezeichnungen einführt, d. h.die Grösse k durch r • n und Q durch Q — 90 0 ersetzt, sowie wegen derverschiedenen Zählung die Vorzeichen abändert, so stellen die so erhaltenenFormeln

A « = r • n • Se J • [Si O • Co « • Co e — Co Q • Si u] 9

A d = r • * • [Si O (Co <J • Si e — Si « • Si <J ■ Co e) — Co © • Co « ■ Si J]die Einflüsse der Parallaxe auf Rektascension und Deklination dar. Ist nun

Stern