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Sey T die Ortszeit der Beobachtung, t die Differenz derMeridiane, also T — t. die Pariser Zeit der Beobachtung. Fürdiese Zeit suche man die wahre Rectascension und Declinationa d der Venus, mit ihren stündlichen Änderungen da, d d, demHalbmesser m, und der Horizontalparallaxe p. Für die Sonneseyen diese Grössen

a 5 fi Tz.

Ist nun s der Stundenwinkel der Sonne , so ist

CnS 9 Sill S

a — p T

diescheinb. Reet. $

scheinb. Deel.Ist also

Cos 5

d — p (Sin 9 Cos ö — Cos 9 Sin d Cos s)

B

Cos 9 Sin sCos S

C = Sin 9 Cos 5 — Cos 9 Sin 5 Cos s ,so ist für jene ZeitT — t

die Differenz der scheinb. Rectasc. = a — a — Bq. scheinb. Declin. = d — ä — Cq

wo der Kürze wegen

ist.

Ferner ist die relat. Bewegung in einer Secunde

• . c stüudl. Bew. ? —stündl. Bew. C't in Reet,

in Rectascension 1 =____

in Declination (

36oo

stündl. Bew. 9 —stiindl. Bew. 'Ti in Deel.

36 no

und man wird abkürzend diese wahren Bewegungen ffir diescheinbaren brauchen können. Will man daraus die scheinbarenableilen, so wird man zu f hinzusetzen

— (0.0000719) qund zu g hinzusetzen

Cos <p Cos sCos $

— (0.0000719) q.Cos 9 Sin 5 Sins.Es sey nund a

der Fehler des tabellarischen a, so dass das wahrea gleich a ~|- daist, und eben so seyen

d d , Aji , dm, dt

die Fehler der oben angenommenen Grössend m ju t