Annalen der Hydrographie and Maritimen Meteorologie, Febraar 1908. 
Da nun —= sin 7, dy, = cos ß, cos (O — 4,) dA, ist, wo dA die durch die 
Fräzession verursachte Längenänderung bedeutet, da ferner, wie leicht zu zeigen, 
I ; 
sin 7, sin, da, =D [cos 8 cos (© — Az) dA, — {cos D 008 p, COS [(C) — AN, 
and + cotg 7, win D-08108 #, co (© — A) aA! 
' x 1 , 
Sy SE da == aD [cos OT (cos D e08 fo 006 (6) — As) 
+ cotg 2 Sin D cos 2, 608 A, 608 (© — Ay) dA, 
ist, so wird nach einigen Umformungen schließlich . 
de — nn fvos 3 608 (© — A,} feon DD — 1] 02, 008 4, 208 (CO) — 2.) [008 D — 1] 4 A} sin 1”. 
Da die Faktoren von cos 3, dA, und cos £, dA, niemals größer als 1 werden 
and die Größen cos ö, d4, und cos ß, dA, niemals auf mehr als 50” im Jahre an- 
wachsen können, £o kann der Klammerausdruck in einem Jahre niemals den 
Wert 100” überschreiten, er wird vielmehr in den meisten Fällen erheblich 
kleiner sein, Nehmen wir aber wirklich an, daß die Klammer den Wert 100” 
ze ec 10 sin 16 & = 
erreichte, so würde de immer nur = k= 30 = ar sein, also erst bei einer Distanz 
von einem halben Grad den Wert einer Bogensekunde erreichen. 
Da wir hier Distanzen unter 10° überhaupt nicht berücksichtigen, so würde 
unter Annahme des unmöglich großen Wertes von 100” für den Klammerausdruck 
und einer Distanz von 10° in einem Jahre da — 0,7056 sein. 
Man sicht, daß man hier für lange Zeit den Einfluß der Präzession auf 
die Aberration vernachlässigen kann, Dasselbe gilt für den Einfluß der Nutation 
auf die Aberration. 
Einfluß der Eigenbewegung auf die Distanz. 
Wenn man nicht alljährlich Tafeln für die Distanzen neu berechnen, sondern 
mit einer für irgend ein Äquinoktium geltenden längere Zeit auskommen will, 
so haft man auch den Einfluß der Eigenbewegung zu berücksichtigen. 
In Fig. 3 seien S, und S, die Örter zweier Sterne zu der Zeit, für die 
die berechnete Distanztabelle gilt, S,“ und 5,” die durch die Eigenbewegung ver- 
änderten Örter zu irgend einer anderen 
Zeit, SS, =D und 5,/5,' = D” die ent- 
sprechenden Distanzen und P der 
Himmelspol. Hat dann S, eine größere 
Rektaszension als S,, so werden die 
Positionswinkel p, und p, der Eigen- 
bewegungen von den größten Kreisen 
PS, und PS, aus im Sinne der zu- 
nehmenden Rektaszensionen, also in 
Fig. 3 rechts herum gezählt, Es ist 
lerner PS, = 90°—0,, PSy = 90° — Oo, 
XS, PS, = & — pn XPSS = Di 
= und X PS,S, = pe. 
Dann folgt, wie leicht einzu- 
sehen, aus ähnlichen Entwicklungen, wie sie im vorigen Abschnitt abgeleitet sind: 
DV m D— gr COS (8, — Dil 4 Ba (5 — PO). 
Die Winkel & und & ergeben sich leicht aus dem Dreieck PS,S,, das in 
diesem Falle gleich PFE gesetzt werden kann, wie folgt; 
tang 3 (& — 5) = tang‘ X (oe, — «,) sin 4 (6, 1 87) sec 1 (4, — 1} 
EEE = hang Ele — ap 00m 5 10. 20 os EUR Op 
Einfluß der Parallaxe auf die Distanz. 
Der Einfluß der Parallaxe kann wegen deren Kleinheit vernachlässigt 
werden, Der Vollständigkeit halber mögen aber die Formeln, nach denen er 
berechnet werden könnte, kurz abgeleitet werden. 
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