22.0

554

und die der 2 , 4 gibt677

q =

3 o .7526

und die Differenz dieser beyden Werlhe \on q zeigt, dass diegeographischen Längen eines oder beyder Beobachtungsorte nichtgenau richtig angenommen wurde. Unabhängig von dieser An-nahme gibt die Gleichung III.

q = I? 1 = 21.54

65.7404

und dieser Werth von q stimmt auch mit dem Mittel aus denbeyden vorhergehenden überein.

liat man so

q = p — jr = 2 i.54

gefunden, so wird man daraus leicht den Werth von jt ableiten,

da man das Verhältniss der Grössen — bereits kennt. Es ist

P

nähmlich

also daist

also dawar,

Bist. ? 5Bist. 05

o. 284

q =

21.548". 56

q = C° -3g79i) q

Wir haben oben gesehen, dass der Durchmesser der Venusoder 5 y' eine Zeit von ly Minuten braucht, in den Rand derSonne einzutrclen , so dass also jede Raumsecunde 2o Zeilsecun-dcn zum Ein- oder Austritt braucht, oder dass jede Raumse-cunde, die man in dem Halbmesser fehlerhaft angenommen hat,die Dauer schon in 2o Zeitsecunden verändert, daher man dieWerthe von ji und m mit grosser Schärfe haben muss.

§. 6 .

Das Vorhergehende zeigt zugleich, dass diese Erscheinungenein sicheres Mittel geben, die Fehler der Tafeln in Länge undBreite, oder in Rectascension und Declination zu bestimmen.Vorzüglich geschickt sind sie zur genauen Bestimmung der Längedes Knotens der Venusbahn mit der Ekliptik. Hat man nähmlichdie Werthe der Grösse da, dd aus den vorhergehenden Bedin-