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a — a . 1 — 2 d u .
seyn , wodurch man demnach die doppelte Summe beyder Parall-axen erhalt, wenn man beyde Sterne zur Zeit ihrer gröbsten undkleinsten Rectascensionsparallaxe beobachtet. Setzt man die abso-lute Parallaxe gleich der Einheit, so findet man z. B. für
Maxim. 1
fon d d
Maxim, von d 5
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9
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a. Arietis i.
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ö. 4
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a i auri 1.
0
0. 2
a Aurigae 1.
4
0. 4
a Can. maj. 1.
0
b. 6
a Cor. bor. 1.
1
0. 7
a Lyrae «.
3
0. 9
fi. *5-
Da man aufser der Präcession, Nutatiön und Aberration anheynahe jedem Fixstern noch eine andere geringe Bewegungbemerkt hat, deren Gesetze man nicht keimt, deren Richtungenaber nach der Meinung einiger Astronomen etwas gemeinschaft-liches haben, so glaubten diese, ihre Ursache nicht in einereigenen Bewegung dieser Sterne, sondern in einer Bewegungder Sonne und ihres ganzen Planetensystem.es suchen zu müssen.M. s. Berl. Ephem. 1787 p. 224.
Wenn unser Sonnensystem, welches bey diesen Untersu-chungen als ein Punkt betrachtet werden kann , während einemJahrhundert den Bogen A A / seiner sehr grofsen Bahn um dengemeinschaftlichen Schwerpunkt xieileicht von Tausenden vonSonnensystemen beschreibt, einen Bogen, der hier als einegerade Linie angesehen werden kann , und wenn C ein Stern ist,der in diese'in Punkte als unbeweglich gedacht wird , so wird mandiesen Stern in beyden Lagen unsers Syslemes, von der Sonneoder der Erde aus in S und S / sehen.
Es sey
ACA' = v
die säculäre Parallaxe unsers Systemes, und der WinkelCA / B = m,
ferner AÄ' = r und A C = g, so ist: