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Astronomie.

Cap. VIII.

Erde »nd die Sonne kommt, die letztere, wenn er hin-ter der Sonne steht.

4t)1) Im Arr. 398 haben wir die scheinbare Bahneines unteren Planeten verfolgt, indem wir sie imDurchschnitte betrachteten, d. h. so, wie sie sich,von einem Punkte in der Ebene der Ekliptik ans ge-sehen, darstellt. Wir wollen sie jetzr im Grund-risse betrachten, oder so, wie sie sich von einemStandpunkte ans darstellt, der über dieser Ebene liegt,und auf dieselbe projicirt ist. 8 (Fig. 33) bezeichnealso die Sonne, s 3 c 4 die Bahn des Merkurs, oderder Venus, und ^ v d v einen Thcil der Erdbahn,wobei die Richtung der Bewegung bei beiden dieselbe,nämlich diejenige sey, die durch den Pfeil angegebenist. Wenn der Planet bei » steht, so möge sich dieErde bei ^ in der Richtung einer Tangente s z seinerBahn befinden. Bei dieser Lage muß der Planet of-fenbar in seiner größten Elongation von derSonne erscheinen, indem der Winkel s ^ 8, welcherden scheinbaren Winkclabstand derselben, von ^ ausgesehen, mißt, dann größer ist, als bei irgend eineranderen Lage von a in dem ihm zugehörigen Kreise.

492) Ist nun dieser Winkel durch Beobachtungbekannt, so besitzen wir dadurcy ein bequemes Mittel,die Entfernung des Planeten von der Sonne, oder denHalbmesser seiner Bahn, die wir als einen Kreis an-nehmen wollen, wenigstens approximativ zu bestimme».Denn das Dreieck 8 ^ -> hat bei einen rechten Win-kel, und wir haben folglich die Proportion 8 ->: 8 4,— Sin. 8^.s: Radius, wodurch die Halbmesser8 », 8 X der beide» Bahnen dircct mir einander vergli-chen werden. Waren beide Bahnen wirkliche Kreise,so würde dieses Verfahren ein vollkommen genauesseyn; aber dieses ist nicht der Fall, (wie sich aus derUngleichheit der resultirenden Werthe von 3 -> crgiebt,die man zu verschiedenen Zeiten erhalt), und es wirddeshalb nbthig, eine Ercentricität und eine Abweichungvon der richtigen Kreisgestalt bei beiden Bahnen an-zunehmen, um diese Differenz zu erklären. Vernach-läßigt mau indessen für den Augenblick diese Ungleich-