Venus.

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nauizkeit zu messen. Mikrometrische Messungen, so scharf dieseauch seyn mögen, sind hier nicht mit der gewünschten Sicher-heit anzuwenden, weil es sich um zwei verschiedene Beobachterhandelt. Viel besser wird man diesen Zweck erreichen, wennmau von beiden Orten -I und L der Erde den Eintritt derVenus in m und KI und den Austritt in u und IX aus derSonnenscheibe beobachtet. Wir haben bereits oben gesagt, daßman diese Ein- und AnSlritte des schwarzen Kreises auf demhellen Sonnenhintergrnnde sehr scharf beobachten kann. Daferner die relative Bewegung der Venus auf der Sonne so lang-sam, und überdieß durch unsere schon sehr vollkommenen Tafeln,sehr genau bekannt ist, und da man endlich, ohne allen merkli-chen Fehler die Wege KI.X und mn, welche der Planet auf derSonne zu beschreiben scheint, als gerade Linien annehmen kann,so erhält man eigentlich durch diese beobachteten Ein - und Aus-tritte die Längen der beiden geraden Linien KIN und mn, undzwar mit der größten Schärfe, und es handelt sich seht nur nochmn die leichte Auflösung des geometrischen Problems: dieDistanz8szweier Sehnen eines Kreises zu finden, in welchem die Große dieserSehnen sowohl, als auch der Halbmesser dieses Kreises, d. h. derHalbmesser der Sonne mit der größten Genauigkeit bekannt ist.

§. 75. (lieber die Verbesserung der Planetentaseln.) DasVorhergehende wird genügen, eine allgemeine Vorstellung von demVerfahren zu geben, welches die Astronomen bei dieser Bestim-mung der Sonnenparallare anwenden, und zugleich den hohenGrad seiner Sicherheit zu zeigen. Allein die Vervollkommnung,welche seit nahe einem halben Jahrhunderte die Analyse unddurch sie die berechnende Astronomie erhalten hat, seht uns ge-genwärtig in den Stand, jene wichtige und noch viele andere in-teressante Aufgaben ans eine andere, sehr vorzügliche Weise auf-zulösen, von der wir hier, so gut es ohne eigentliche Rechnungmöglich ist, einige nähere Nachrichten mittheilen wollen.

Ilm die Sache sogleich durch ein Beispiel deutlich zu machen,so haben wir bereits oben (I. §. lüZ) gezeigt, wie man de» Orteines Planeten für jede gegebene Zeit aus den für diesen Plane-ten bereits berechneten Tafeln finden könne. Hat man nun für