Annalen ‚der Hydrographie und Maritimen Meteorologie, September 1906. 
Setzt man jetzt die für tg Z cos X M und tg z cos X S gefundenen Werte 
ein, so wird: 
vr. cos X M = 57.7/.M x 
neo X S_— 57.7”Sy 
r.cos X MA r, cos XS = 57.7” |Mx+Sy} 
Diese Berichtigung ist zur scheinbaren Distanz zu addieren. Bezeichnet 
man die wahre Distanz mit D, und die scheinbare Distanz mit D, so ist: 
Di = D—P.DE— PDF + 57.7” Mx + Sy} 
Diese Zeichen gelten aber nur, wenn die Winkel an beiden Gestirnen 
spitz sind.‘ Ist einer der Winkel stumpf, so wechseln die Berichtigungen, die 
von dem Gestirne abhängig sind, an dem der stumpfe Winkel liegt, das Vor- 
zeichen. Die Linie CD fällt dann außerhalb des Dreiecks nach der Seite hin, 
wo der stumpfe Winkel liegt. Die Tangente in M oder S muß daher rück- 
wärts verlängert werden, damit sie diese Linie schneidet, Gibt man dieser 
Richtung das negative Vorzeichen, so hat man allgemein: 
Berichtigung wegen der Strahlenbrechung: 
= 5.0 [Mx + Sy)! 
Dasselbe gilt von der Lage der Linien DE und DF. Über die Vor- 
zeichen der Berichtigungen kann daher kein Zweifel entstehen. Zu bemerken 
ist nur noch, daß die Strecken DE, DF usw, in Teilen des Halbmessers 
CM = CS = CZ ausgedrückt werden müssen, Durch Zeichnung können die 
Strecken DE, DF, Mx und Sy in folgender Weise ermittelt werden: 
Man beschreibe mit 
einem beliebigen Halbmesser 
einen Kreis um C (Fig. 5), 
ziehe den Halbmesser CM 
und mache den Wirkel MCS 
gleich der scheinbaren Distanz. 
Der Kreis stellt also die Ebene 
der scheinbaren Distanz dar. 
M sei der Mondort und S der 
Ort des anderen Gestirns, z. B. 
der Sonne, Denkt man sich 
jetzt die Zenitdistanz des 
Mondes um den Halbmesser 
CM gedreht, bis sie in die 
Ebene der Distanz fällt, so 
wird a oder a’ der Ort des 
Zenits im Kreise um C sein, 
je nachdem man nach rechts 
oder links gedreht hat. Man 
trage also von M aus nach 
rechts und links die Zenit- 
distanz des Mondes Ma = Ma’ ab, verbinde a mit a’, dann ist aa’ | CM und 
der Schnittpunkt E dieser Sehne mit CM der Fußpunkt des Lotes, welches 
vom Zenit aus auf den Halbmesser CM gefällt. ist. In gleicher Weise findet 
man den Punkt F, wenn man von S aus nach links und rechts die Zenit- 
distanz der Sonne Sb= Sb abträgt. Der Schnittpunkt D der Sehnen aa’ 
und bh’ ist der Fußpunkt des vom Zenit auf die Distanzebene gefällten Lotes, 
DE und DF sind also die gesuchten Strecken, mit denen die Horizontal- 
parallaxen der betreffenden Gestirne zu multiplizieren sind, um die Be- 
richtigungen der scheinbaren Distanz für Parallaxe zu erhalten. Liegt D 
zwischen CM und CS, so sind beide Berichtigungen zu subtrahieren. Liegt 
D links von CM, so ist die vom Monde abhängige Berichtigung zu addieren, 
liegt D rechts von C S, so ist die von der Sonne (Planeten) abhängige Be- 
richtigung zu addieren. 
Fie. 5.