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Abirrung des Lichtes.

rcnliirt mul dann für d 1 und d ß die eben gef and dien Wev-tlie setzt \ Man findet dann die Abirrung in gerader Auf-steigung = d Ct

— m. See. d <j Cos. c. Cos. et. Cos. I, + Sin. ct. Sin. L \-wenn o die Seliicfe der Ekliptik ist, und die Abirrung in dciAbweichung

= d 8 = —• m. Sin. c. Cos. 8. Cos. L— m. Sin.ü<{ Cos. ct. Sin.L — Cos. e. Sin. et. Cos.L [>.

Aus diesen Formeln Lat man Tafeln berechnet, die manin Hessels Fundamenlis astronomiae, in De Zach Talminespeclales aberralionis et nutalionis etc. Goihae 18OG- findet.

Ferner in:

ISouvelles tables cPaberraiion et de nuiaiion pour qua-iorzc-ceni- qnatre etoiles , avec itne lable generale cVaberra-tion pour les planstes et les cometes , precedees d’une instruc.-tbon, cpii renferme Texplication de l’usage de ces tables. etc.Marseiile 1812- und

Supplement aux tables cP aberraiion par Af. de Zach. Mar-seiile 1813. Endlich auch von Zach Correspondance astro-nomique.. Vol. IV. p. 15 8.

YTc gen der ungleichförmigen Bewegung der Erde inihrer Bahn mnfs die Aberration etwas corrigirt werden, in-dem die Abirrung des Lichtes gröfscr ist, wenn die Erdesich schneller bewegt. Eigentlich sollte auch noch auf dietägliche Drehung der Erde Rücksicht genommen werden,aber diese ist zu langsam, um einen nur irgend merklichenEinJIufs zu haben*.

Die bisher betrachtete Abirrung ist bei Fixsternen undPlaneten auf gleiche Weise zu berücksichtigen» Bei den.Planeten oder Comoten aber mnfs man zugleich noch erwä-gen, da(s der in diesem Augenblick das Auge treibende Strahl.

Fig. SB, nicht von dem Punctc ansging, wo sieh jetzt der Planet4 befindet, sondern von dem, wo er um so viele Minuten oderSccunden früher sich befand, als das Licht gebraucht, umvon ihm zu uns zu gelangen. Kennen wir also seine Entfer-nung von der Erde, und wissen, dafs das Licht t Sec. gc-

i Vcrgl. Art. Aufsteigung tt. Abweichung.

- Taltrow thcorct. u. praktische Astronomie. T. .S, fit. G3.