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Zeitsecunde den gesuchten Werth von (p — t) erst um 0.03einer Raumsecunde fehlerhaft machen.

Durch dieses Verfahren erhalt man also, wie wir gese-hen haben, den'Werth der Differenz der beyden Parallaxenoder den Werth von p — tt= a mit der größten Schärfe.Die bekannte Theorie der elliptischen Bewegung gibt aberdurch das dritte Keplcrische Gesetz (1-193) auch das Verhältnißder Entfernungen beyder Gestirne oder was dasselbe ist, das

Verhältniß — = b ihrer Parallaxen, und aus diesen bey-

T

den Gleichungen findet man die gesuchten Werthe der Pa-ab a

rallaxen selbst p= -- und *= ---

b—1 b — 1

Um diesen wichtigen Gegenstand noch von einer anderenSeite und zugleich durch ein Beyspiel deutlich zu machen,so fand man für den Durchgang von 1769 mit einer an-genommenen genäherten Sonnenparallaxe t = io" durchbloße Rechnungen die Dauer des Durchganges für denMittelpunkt der Erde T = 6 h 20' 38" und für Wardhus inLappland (Polhöhe 70° 22'.5) diese berechnete Dauert—6 h 30' 54", also beyder Differenz t — T = 6l6." Alleindie unmittelbare Beobachtung Hells gab die wahre Dauerfür Wardhus t' — 6 1 * 29'34". 6 also die Differenz— 1 — 536". 6. Die Unterschiede zwischen diesen beydenDifferenzen können, wenn man die Beobachtung als fehlerfreyannimmt, nur von einer Unrichtigkeit in der oben bey derRechnung vorausgesetzten Sonnenparallaxe?r—10" kommen,und da sich hier die Wirkungen eines solchen Fehlers, wieihre Ursachen verhalten, so hat man, wenn die wahreSonnenparallaxe gleich t' angenommen wird,

616". 0: 536". 6=10": »'oder 7r' — 8". 71.

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