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des vom Mittelpuncte der Erde CE = R, die Entfernung desBeobachters vom Mittelpuncte der Erde = r gesetzt erhältman Z R.. Sin. X , CE = R ■ Cos. X , X = R• Cos. L . Cos. 1,y=R.Sin. L.Cos. 1. Man findet x, y, z am bequemsten, in-dem man zuerst auf dem Aequator u in der Linie der Frühlings-nachtgleiche, v gegen diese senkrecht, u = r Cos. a Cos. ß,v = rSin. aCos.ß, und auf den Aequator senkrecht w = rSin./?nimmt, wo « die geocentrische Rectascension des Beobachters,ß seine geocentrische Deklination ist; da dann v, w, y, z,in der Ebene des Neigungswinkels der Ebenen des Aequatorsund der Ekliptik liegen , so giebt £ = Schiefe der Ekliptikx.= u = r Cos. a Cos. ß,

y — v Cos. £ -j-wSin. £ = r(Sin. u Cos./? Cos.£ -f- Sin. ß Sin. s),z = w Cos. £ — r Sin. £ = r (Sin./? Cos. £ — Sin. u Cos./? Sin. i),also Tang. L’ =

R. Sin. L Cos. 1 — r ( Sin. a. Cos. ß. Cos. £ -}- Sin. ß. Sin. e )

_ R . Cos. L Cos. X — r Cos. u. Cos. ßund Tang. X' —

Cos. L'{R.Sin. X — r [Sin./? Cos.£ — Sin. a Cos./? Sin. t] }

RCos.L Cos.?. — r Cos. a Cos. /?

Diese Formeln werden noch etwas bequemer, wenn man g

= Sin. n = Sinus der für den Beobachtungsort geltenden Hori-zontalparallaxe und Sin. a Cotang. ß = Tang. <p setzt unddann Sin. (y-f-e) und Cos. C^P + O einführt 1 .

Durch diese Formeln ist sogleich die scheinbare Länge undBreite selbst gefunden , und die sphäroidische Gestalt der Erdewird berücksichtigt, wenn man für r den Erdhalbmesser setzt,der dem Beobachtungsorte entspricht.

Umständlicher handelt von der Parallaxenrechnung: Wukm’spraktische Anleitung zur Parallaxenrechnung, sammt neu be-rechneten Tafeln des Nonagesimus, nebst andern PKilfstafeln.(Tübingen, Cotta 1804.) Für den Einflufs der Parallaxe aufden Abstand des Mondes von Fixsternen hat FIojrneh Formelnund Hülfstafeln gegeben 2 .

Um die Parallaxe durch Beobachtung zu finden, miifsteman den Plimmelskörper, während sich seine Entfernung nicht

1 Astronom. Jalirb. 1808. S. 196. 1811. S. 95.

2 De Zach Corr. astr. VII. 162.

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