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dem Vorhergehenden, schon ein großer Vortheil ist. Die stündliche Be-wegung der Venus gegen die Sonne endlich ist zur Zeit ihrer Durch-gänge 234", also mehr als die Hälfte kleiner, als bei Merkur, worinder zweite Vortheil besteht. Wann wird also Venus den Bogen von46", oder die doppelte Parallaxendifferenz zurücklegen? Die Antwortauf diese Frage gibt folgende Proportion:

234" : 69' — 46": 2 DEs ist also 2 's ^ ll'.8 oder nahe 12 Minuten, also beinahe sechsmalgroßer, als bei Merkur. Um auch hier zu sehen, welchen großen Ein-fluß dieß auf die Bestimmung der Parallaxendifferenz hat, wollen wirwieder annehmen, daß man in der Beobachtung der Dauer eines solchenDurchgangs um 19 Zeitsecunden gefehlt habe, so hat man

720: 46 — 19: °/zoder, wenn man in der Beobachtung dieses Phänomens auch volle10 Zeitsecunden gefehlt hätte, so würde die daraus geschlossene Parallaxen-differenz doch nur um 2/5 einer Raumsecunde fehlerhaft seyn, währendwir oben bei Merkur einen Fehler von 1'/? Secunden, also nahe drei-mal mehr, erhalten haben. Allein so große Fehler wird wohl nichtleicht ein Astronom, selbst unter den ungünstigsten Verhältnissen, begehenkönnen. Der Fehler, dem man bei der gegenwärtigen Vervollkommnungder Instrumente und der Beobachtungskunft noch ausgesetzt ist, kannbei dieser Art von Beobachtungen höchstens eine einzige Secunde betra-gen, und sonach würde man, durch die Anwendung der hier erläutertenMethode, die Parallaxendifferenz der Venus und der Sonne wenigstensbis auf 2/zo oder bis auf '/<? einer Raumsecunde genau erhalten.

Man sieht aus allem Vorhergehenden, daß der eigentliche Vortheildieser Methode darin besteht, daß erstens die Venus, in ihrer unternConjunctivn, sehr nahe bei der Erde ist, wodurch die Parallaxe derselbenso groß wird, und daß zweitens ihre von der Erde gesehene Bewegung,in Beziehung auf die Sonne, zu dieser Zeit so langsam erscheint. Hättenwir noch einen andern Planeten, der uns in seiner untern Conjunctivnnoch näher käme und der sich daselbst noch langsamer bewegte, so würdederselbe auch noch viel geschickter zur Bestimmung der Parallaxe seyn. -73. (Nachträgliche Bemerkungen zu dieser Methode.) Bei der vor-hergehenden Darstellung wird ein aufmerksamer Leser noch zwei Dingevermissen, die wir, um den Vortrag zu erleichtern, absichtlich übergangenhaben und daher hier nachtragen wollen.

Wir haben oben voraus gesetzt, daß nicht nur der Beobachter aufder Oberfläche der Erde, sondern daß auch noch ein anderer, im Mittel-punkte O der Erde, die Dauer des Durchgangs gesehen habe, und aufder Vergleichnng dieser beiden Beobachtungen beruht eigentlich, wie manbemerkt haben wird, die ganze Methode unserer Parallaxen Bestimmung.Allein wie sollen wir diese Beobachtung, die im Mittelpunkt der Erdevorausgesetzt worden ist, erhalten? — Sie unmittelbar anzustellen, istallerdings unmöglich, aber die Rechnung gibt hier, wie in so vielenandern Fällen, den Astronomen ein leichtes Mittel an die Hand, diesenMangel zu ersetzen. Da nämlich die Tafeln der Venus schon in sohohem Grade genau sind, und da man die Bewegung dieses Planetenund den scheinbaren Durchmesser derselben sowohl, als auch jenen der ,Sonne schon mit so viel Schärfe kennt, so ist es sehr leicht, durch Rech-nung zu bestimmen, wie lang die Dauer eines solchen Durchgangs fürden Mittelpunkt der Erde seyn wird, viel leichter in der That, als fürirgend einen andern Punkt der Oberfläche der Erde, weil man für diesenletztern auf die Parallaxe der Sonne und der Venus Rücksicht nehmen