— 50 —

rechte Linie genau in die Mitte Hl dieses Durchmessers fällt, sowäre das Dreyeck H.8H' ein gleichschenkliges oder es wäre die SeiteH.8 gleich H.'8, und da in einem solchen Dreyecke auch die beydenWinkel an der Basis einander gleich seyn müssen, so ist jederdieser Winkel gleich i)0 Graden weniger 4 ( 2 — 2 '). Dann sindalso alle drey Winkel des Dreyecks und die Seite (40 Mill.Meilen) bekannt, und inan wird daher ohne Anstand nach demoben gezeigten Verfahren auch die Entfernung 8H. des Sternsvon der Erde in Meilen bestimmen können. Hat aber diesesDreyeck H.8H.' irgend eine andere Lage gegen die Basis sowird man an dein einen der beyden Standpunete z. B. in H. nebstder Zenithdistanz 2.H8 —2 des Sterns auch noch den Abstandd. h. den Winkel 8-VH,' oder 8HHI des Sterns 8 von der SonneHI messen, welcher Winkel mit dem bereits gefundenen Winkelx— 2 — 2 ' und der bekannten Seite .HH.' des Dreyecks wieder diegesuchte Entfernung ^.8 oder H.'8 des Sterns von der Erde gibt.

(Uraclische Anwendbarkeit dieser Methode, die Mstanr der Fix-sterne zu messen.) Diese Methode, die Distanz der Sterne vonuns zu finden, ist also sehr leicht und einfach und ihre Theoriekann von jedem, der nur eben die ersten Elemente der Geometriekennt, ohne Mühe begriffen werden. Allein die practischeAusführung dieser Theorie ist dafür desto größeren und zwarso großen Schwierigkeiten unterworfen, daß sie, bey dem ge-genwärtigen Zustande unserer Instrumente, so vollkommen dieseauch immer erscheinen mögen, nahe eben so gut als ganz un-möglich ist.

Es handelt sich nämlich hier, wie man gesehen hat, vorzüg-lich um die Bestimmung des Winkels x, dessen Größe aus denbeyden unmittelbar gemessenen Zenithdistanzen 2 und 2 ' gefundenwird. Wir wissen aber schon, daß dieser Winkel x äußerst kleinist, und daß er in den meisten Fällen nicht einmahl die Größevon eitler einzigen Secunde erreichen wird, woraus also folgt, daßauch die beyden Zenithdistanzen 2 und 2 ' wenigstens ebenfalls bisauf eine Secunde genau beobachtet werden müssen.