Gesetze der elliptischen Bewegung der Sonne. Zi;

Erde voraus, folglichZauch nicht eine Kenntniß derwahren Dimensionen ihrer Bahn, oder des Sonnen-körpcrs selbst. Um Aufklärung über diese Punkte zuerhalten, müssen wir zuerst in Erwägung ziehen, durchwelche Mittel, wir zu einer Kenntniß der Entfernungeines ObjeetcS gelangen können, zu welchem uns keinAntritt gestattet ist. Nun ist es einleuchtend, daß seineParallaxe allein uns über diesen Punkt einigen Auf-schluß geben kann. Parallaxe kann man im Allgemei-nen definiren als die Veränderung der schein-baren Lage eines Objectes in Folge einerVeränderung der wahren Lage des Beob-achters. Wenn (Fig. 4.) die Erde darstellt,6 ihren Mittelpunkt, 8 die Sone, und ^ » zweiStandpunkte eines Beobachters, oder was auf eins hin-auskommt, die Standpunkte von zwei Beobachtern,welche beide die Sonne 8 in demselben Augenblicke be-obachten: so wird der Beobachter ^ sie in der Richtung^8» erblicken, und sie auf einen Punkt » an der un-endlich entfernten Sphäre der Fixsterne beziehen, wah-rend der Beobachter » sie in der Richtung i;8l, er-blickt und auf 1> bezicht. Der zwischen diesen Richtun-gen eingeschlossene Winkel oder das Maaß des Himmcls-bogens ab, um welchen der Ort der Sonne sich ver-ändert hat, ist gleich dem Winkel ^81'.; und wenndieser Winkel nebst der örtliche» Lage der Standpunkteund L, mithin derjenige Theil der Erdoberflächebekannt ist, welcher zwischen diesen Standpunkten liegt,so läßt sich offenbar die Entfernung 68 berechnen.

299) Parallaxe, im astronomischen Sinne des Wor-tes, hat indessen eine mehr technische Bedeutung. Siebeschränkt sich auf dieDisferenz der schein-baren Lagen eines Himmelskörpers, wennderselbe von einem Standpunkte auf der Oberflächeder Erde, und von ihrem Mittelpunkte aus beobachtetwird. Der Mittelpunkt der Erde ist der allge-meine Standpunkt, auf welchen alle astronomischenBeobachtungen bezogen werden; da wir aber von derOberfläche aus beobachten, so wird eine Redncriouaus den Mittelpunkt nothwendig, und der Ve-Herschels Astronomie. Ik