23 7

die Schiefe der Ecliptih, so ist die zweyte der vorhergehendenGleichungen auch

Tg (ö+d6) =

•k Sin ]j Sin w + Sin §t. Cos L +Cos a Cosri

. Cos (a-j-da)

Differentiirt man

Tg (5 + d 5 )

in Beziehung auf L und setzt das Differential dieser Tangentegleich Null, so ist, da nt immer sehr klein ist,

Tg L — — Cos « Cotg 6 Sin to

und diese Gleichung gibt die Länge der Sonne, also auch denTag des Jahres , wo die Parallaxe der Declination ein Maximumoder ein Minimum ist. Die Parallaxe der Rectascension aberhat, wie aus der Gleichung 1 folgt, ihren gröfsten und kleinstenWerth für

A — a — go° oder für A— a. — Ö70 0

So gibt z. B. <y Pegasi

a= o° 44 - , 5 = i4°4G « = 23 ° 28/also L = 10 5 2° oder 4 S 2 0

oder der gröfste und kleinste Werth der Declination fällt in den22. Januar und den 25 . Julius; der gröfste und kleinste Werth derllectaseension aber in den ü2. Junius und 22. Dezember.

Aus den Gleichungen I. und 11 . folgt, dafs die Parallaxe derDeclination immer kleiner ist, als die absolute Parallaxe tt, dafsaber die Parallaxe der Rectascension oft beträchtlich gröfser alsnt werden kann. Es ist daher im allgemeinen vortlieilhafter, Be-obachtungen der Rectascensionen zur Bestimmung derParallaxe zu wählen. Am besten wird es seyn, solche zwey Ster-ne zu wählen, die in Rectascension nahe 180° verschieden sind.Ist a und a 1 die R.ectascension und d a die Parallaxe r der Recta-scension, diemanfür beyde Sterne gleich annimmt, so wird durchdie ersten Beobachtungen die Rectascension des einen

« d aund die des andern

u — d aalso ihre Differenz

« — ca.' -f- 2 d «

seyn.

Nach einem halben Jalire wild diese Differenz