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müßte, die hier, für den Mittelpunkt der Erde, ganz wegfällt. DieRechnung, von welcher hier die Rede ist, wird ganz dieselbe seyn, welcheman bei der Bestimmung der Mvndsfinsternisse für unsere Kalenderanwendet, und mit der Jeder bekannt ist, dem die ersten Elemente derrechnenden Astronomie nicht ganz fremd sind. (Vergl. Zt. §. 50.)

Das Zweite, was man wahrscheinlich schon ohnehin bemerkt habenwird, ist, daß wir oben immer nur von der Differenz der Parallaxender Venus und der Sonne gesprochen haben, da es doch anfangs hieß,daß die Venusdurchgänge die Sonnen Parallaxe selbst so genau be-stimmen sollen. In der That hat man gesehen, daß alles Vorhergehendesich nur aus die Differenz dieser beiden Parallaxen gründet, und daßman daher auch nur diese Differenz, keineswegs aber die beiden Pa-rallaxen selbst, durch jene Methode bestimmen kann.

Und so ist es auch in der That: wir erhalten durch das bishererklärte Verfahren bloß den Unterschied dieser zwei Parallaxen. Allein

Verhältnisse der Entfernungen der Planeten von der Sonne mit dersel-ben Schärfe kennen. Allein diese Verhältnisse der Entfernungen sindnichts anders, als die Verhältnisse der Parallaxen selbst, da der Sinusder Parallaxe eines jeden Planeten gleich ist dem bekannten Halbmesserder Erde dividirt durch die Entfernung des Planeten von der Erde.(I. H. 61.) Zur Zeit der untern Conjunction aber, wo Venus in einergeraden Linie zwischen der Erde und der Sonne steht, ist die Entfernungder Venus von der Sonne gleich dem, aus der elliptischen Theorie be-kannten Radius Vector (I. H. 141) der Erde, weniger dem der Venus,so daß daher für dieselbe Zeit das Verhältniß der Entfernungen beiderPlaneten von der Sonne, also auch das Verhältniß ihrer Parallax

-in» /»s^bsn» ,11,d bekannte Kröne annueben ist. Wei

von der Sonne, al>o aucy oas ^ernairnli; ihrer 'parauaxengegebene und sehr genau bekannte Größe anzusehen ist. Wennman aber von zwei unbekannten Größen ihr Verhältniß und über-dies? auch, wie dieß bei unserer Methode der Fall ist, ihre Differenzkennt, so kann man auch sehr leicht jede dieser beiden Größen selbsifinden. Wenn z. B. durch die Beobachtung eines Durchgangs die Dif-ferenz der beiden Parallaren gleich 23" gefunden worden ist, und wennman aus der Theorie der elliptischen Bewegung, verbunden mit demerwähnten Gesetze Kepler's weiß, daß für dieselbe Zeit das Verhältnißder beiden Parallaxen 3.795 ist, so finde daraus jeder Anfänger in derAlgebra sofort, daß die beiden Parallaxen selbst, die eine gleich 31."2.1und die andere gleich 8."23 seyn muß, wodurch daher nicht bloß diegesuchte Parallaxe der Sonne, zondern auch zugleich die der .^enus

gefunden wird. ^ ^ ^

tz. 74. (Einfache Darstellung des Vorhergehenden.) Man kann den-selben Gegenstand noch auf eine andere, (ehr einfache Weise darstellen.Ist (Fig. 47) die Erde, V die Venus und k die Sonne, 10 kannman, ohne in der Erscheinung etwas zu ändern, die Erde, in Beziehungauf ihre jährliche Bewegung, als ruhend vorstellen und dafür >. er ^»enusdie Differenz derjenigen zwei Bewegungen geben, welche dreier Planetund die Erde in der That haben. Sey also aV d der Weg, welchen