e 35

also gibt die Gleichung I. ans der ersten und fünften Beobachtung

p = = 55 ' 38 "

1 o. 3io3

Eben so gibt die zweyte und letztep = 55 ' 3 o"und die dritte und letzte

■ p = 55 1 34 ^ u. s. "vr.

Ueber die Methoden, die Parallaxe oder die Entfernungder Meteore u. dgl. aus Beobachtungen zu bestimmen, s. m.Berl. Jahrb. 1788 p. i 56 , und 1806 p. 211.

§. 14*

Die Parallaxe der Sonne oder ihre Entfernung von derErde, von welcher , wie wir sehen werden, unsere Tienntnils derabsoluten Entfernungen aller ‘Planeten und Kometen von derSonne und unter einander abhängen, kann ihrer zu grolsen Ent-fernung von der Erde wegen, durch keine der vorhergehendenMethoden bestimmt werden, sondern sie fordert eigene Betrach-tungen, auf welche wir im zweyten Buche zurückkommen wei-den. Nicht weniger interessant ist die Parallaxe der Fixsterne,mit deren Beobachtung man sich besonders in unsern Zeiten sosehr beschäftigte , ohne bisher zu einem sicheren Resultate zugelangen. Es ist sehr wahrscheinlich, dafs diese Parallaxe derFixsterne nicht über 3 bis 4 Sccundcn beträgt, ja, dals sic beyden meisten Sternen noch viel kleiner ist, daher zu ihrer Be-stimmung die genauesten Instrumente gehören. Man sehe dar-über Piazzis Abhandlung im 12. Theiic della societa Italianadella Scienze. Calandrcllis Öpuscoli Astronom. Herscliel Phil.Transact. 1782 und Schubert Berl. Jalirb. 179b.

Am vorteilhaftesten ist es, die Parallaxe der Fixsterne ausihren in verschiedenen Jahreszeiten beobachteten B ectasccnsionenund Beclinationcn abzuleiten. Ist irdic Entlernung K der Sonnevon der Erde dividirt durch die Entfernung r der Sonne vondem des Sterns , ferner a H die w ahre Rectascension und Declina-tion des Sterns , und sind

a -j- d x/ S + d ö

dieselben scheinbaren Gröfsen, so wie AD die Rectascen-sion und Declination der Sonne, so findet man leicht durch dieBetrachtungen , welche wir schon in/ 7 fünften Capitol zu Grundegelegt haben , folgende Ausdrücke--

r Sin a Cos 8 -4- R Sin A C os J>r Cos a Cos 8 -i R Cos A Cos li

l’g fa + da)