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möge  des  vorhergehenden  §.  den  Stern  nach  der  Richtung
TL  sehen.  Man  ziehe  die  Halbmesser  CS,  Cs  der  Himmelskugel ¬
  mit  TO,  TL  beziehungsweise  parallel;  so  wird
S  der  wahre,  s  der  scheinbare  Ort  des  Sterns  seyn,  wenn
die  Aberration  allein,  und  keine  Parallaxe  Statt  fände.
Zieht  man  durch  den  Pol  E  der  Ekliptik  und  durch  die
Punkte  S,s  die  grösten  Kreise  GESA,  EsA;  so  wird,
wenn  Vder  Aequinoktialpunkt  ist,  VA  die  wahre,  VA
die  scheinbare  Länge  des  Sterns,  AS  seine  wahre,  As
seine  scheinbare  Breite  seyn.  Wegen  der  Parallelen  70
und  CS,  TL  und  Cs  wird  nun  der  Winkel  QTL  dem  Winkel =
  SCs  gleich  (XI,  10.),  und  die  Ebene  des  ersteren  Winkels ¬
  oder  des  Parallelogramms  KQ  der  Ebene  des  letztern
oder  der  Ebene  des  durch  S  und  5  gelegten  grösten  Kreises
SsB  parallel  seyn  (XI,  15.).  Demnach  wird  auch  die  Dürchschnittslinie ¬
  CB,  welche  die  Ebene  des  letztern  mit  der  Ebene ¬
  der  Ekliptik  macht,  mit  der  Tangente  TK  der  Erdbahn
parallel  seyn  (XI,  16.).  Auf  der  CS  sey  C9  —  1  genommen, ¬
  und  in  der  Ebene  BCS  die  gl  mit  CB  parallel  gezogen; ¬
  so  werden  auch  gl,  TK,  QI,  parallel  (XI,  9.),  und
wegen  der  gleichwinklichten  Dreyecke  901,  QTL  einander
gleich  seyn.  Bey  der  Bewegung  der  Erde  um  die  Sonne
wird  nun  die  mit  der  Tangente  TK  parallel  gezogene  al  sich
um  den  Punkt  q  in  einer  mit  der  Ekliptik  parallelen  Ebene
herumbewegen,  und  unter  der  Voraussetzung  einer  gleichformigen ¬
  Bewegung  der  Erde  wird  der  Endpunkt    der  gl  einen ¬
  mit  der  Ekliptik  parallelen  Kreis  beschreiben,  welcher,
wenn  der  Stern  im  Pol  der  Ekliptik  steht,  dem  Beobachter ¬
  auch  als  ein  Kreis  unter  einem  scheinbaren  Durchmesser
von  40,5  erscheinen  wird,  weil  in  eben  diesem  Fall  gCl
oder  QTL  =  20,25  wird  (§.  156.).
Da  alle  an  den  scheinbaren  Ort  s  des  Sterns  gezogene ¬
  Gesichtslinien,  wie  die  C5,  durch  den  Umfang  dieses
Kreises  gehen;  so  wird,  wie  bey  einer  jährlichen  Parallaxe
jeder  Fixstern  um  seinen  wahren  Ort  eine  Ellipse  zu  beschreiben ¬
  scheinen,  deren  große  mit  der  Ekliptik  parallele
Axe  unter  einem  Winkel  von  40  ,5  erscheinen,  und  deren
kleine  Axe  mit  der  Breite  des  Sterns,  und  zwar  im  Ver=