Nr. 47. 



Naturwissenschaftliche Rundschau. 



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Horrocks; aber Halley war der Erste, der sie 

 vollständig ausgearbeitet hat, und lange nach seinem 

 Tode war seine Abhandlung die Haupttriebfeder für 

 die Regierungen Europas, die Beobachtungen der 

 Veuusdurchgänge 1761 und 1769 zu unternehmen, 

 aus denen nnsere erste genaue Kenntniss von der 

 Entfernung der Sonne erhalten wurde. 



Diejenigen , welche mit der praktischen Astro- 

 nomie nicht vertraut sind , werden sich vielleicht 

 wundern, warum die Sonnenparallaxe von Mars und 

 Venus und nicht von Mercur oder von der Sonne selbst 

 gewonnen werden kann. Die Erklärung hängt von 

 zwei Thatsachen ab: erstens, die grösste Annäherung 

 dieser Körper zur Erde beträgt für Mars 33 874 000 

 englische Meilen, für Venus 23 654000 Meilen, für 

 Mercur 47 935000 Meilen und für die Sonne 

 91239000 Meilen. In Folge dessen haben Mars und 

 Venus für uns grössere Parallaxen als Mercur und 

 Sonne, und je grösser die Parallaxe, desto leichter 

 ist sie zu messen. Zweitens, selbst die grösste dieser 

 Parallaxen muss bestimmt werden bis auf viel weniger 

 als ein Zehntel Secuude von dem wahren Werthe ; 

 und während dieser Grad der Genauigkeit möglich 

 ist beim Messen kurzer Bogen , ist er ganz un- 

 erreichbar bei grossen. Daher ist die wesentlichste Be- 

 dingung für eine erfolgreiche Messung von Parallaxen, 

 dass wir im Stande sind, den Ort des nahen Körpers 

 zu vergleichen mit dem eines entfernten , der in 

 derselben Gegend des Himmels liegt. Beim Mars 

 kann dies immer geschehen , indem man einen 

 benachbarten Stern benutzt ; wenn aber Venus der 

 Erde nahe ist, ist sie auch der Sonne so nahe, dass 

 Sterne nicht verwendbar sind, und deshalb kann ihre 

 Parallaxe nur befriedigend gemessen werden , wenn 

 ihre Position genau bezogen werden kann auf die 

 der Sonne; oder mit anderen Worten nur während 

 ihres Durchganges durch die Sonnenscheibe. Aber 

 selbst, wenn die zwei zu vergleichenden Körper ein- 

 ander genügend nahe sind, werden wir noch durch 

 den Umstand behindert, dass es schwieriger ist, den 

 Abstand zwischen dem Rande eines Planeten und 

 einem Sterne oder dem Rande der Sonne zu messen, 

 als den Abstand zwischen zwei Sternen ; und seit 

 der Entdeckung der vielen Asteroiden hat dieser Um- 

 stand zu ihrer Verwendung für Bestimmungen der 

 Sonnenparallaxe geführt. Einige von diesen Körpern 

 nähern sich bis auf 75 250 000 Meilen der Erdbahn, 

 und da sie genau wie Sterne aussehen , wiegt die 

 grössere Genauigkeit ihrer Einstellung ihre grössere 

 Entfernung im Vergleich mit Mars und Venus auf. 



Nachdem das Copernicanische Weltsystem 

 und die Newton' sehe Gravitationstheorie an- 

 genommen waren, wurde es bald klar, dass die 

 trigonometrischen Messungen der Sonnenparallaxe 

 ergänzt werden müssen durch Bestimmungen , die 

 auf die Gravitationstheorie basirt sind, und die ersten 

 Versuche in dieser Richtung wurden von Machin 

 1729 und T. Mayer 1753 gemacht, Die Messung 

 der Lichtgeschwindigkeit zwischen Punkten an der 

 Erdoberfläche, zuerst von Fizeau 1849 ausgeführt, 



eröffnete noch andere Möglichkeiten, und so haben 

 wir jetzt für die Bestimmung der Sonnenparallaxe 

 nicht weniger als drei vollkommen getrennte Klassen 

 von Methoden zu unserer Verfügung, welche bekannt 

 sind bezw. als die trigonometrische , die Gravita- 

 tions- und die Lichtgeschwiudigkeits-Methoden. Wir 

 haben bereits eine summarische Skizze der trigono- 

 metrischen Methoden gegeben , wie sie von den 

 alten Astronomen angewendet worden auf die Halb- 

 erleuchtung und den Schattenkegel des Mondes, und 

 von den neueren auf Venus, Mars und die Asteroiden, 

 und wir wollen nun kurz auf die Gravitations- und 

 die phototaehymetrischen Methoden eingehen. 



Die Gravitationsresultate, welche direct oder in- 

 direct in die Sonnenparallaxe eingehen , sind sechs 

 an Zahl, nämlich: 1) Die Beziehung der Mondmasse 

 zu den Gezeiten ; 2) die Beziehung der Mondmasse 

 und -Parallaxe zur Schwerkraft an der Erdoberfläche; 

 3) die Beziehung der Sonnenparallaxe zu den Massen 

 der Erde und des Mondes ; 4) die Beziehung der 

 Sonnen- und Mondparallaxe zur Masse und zur 

 parallaktischen Ungleichheit des Mondes; 5) die Be- 

 ziehung der Sonnen- und Moudparallaxe zur Mond- 

 masse und zur lunaren Ungleichheit der Erde ; 

 6) die Beziehung der Constanten der Nutation und 

 Präcession zur Mondparallaxe. 



Bezüglich der ersten dieser Beziehungen ist zu 

 bemerken , dass die die Gezeiten erzeugenden Kräfte 

 die Anziehung der Sonne und des Mondes auf das 

 Wasser der Oceane sind, und aus dem Verhältniss 

 dieser Anziehungen kann die Mondmasse leicht be- 

 stimmt werden. Aber leider wird das Verhältniss 

 der Sonnengezeiten zu den Moudgezeiten beeinflusst 

 sowohl durch die Tiefe des Meeres wie durch den 

 Charakter der Kanäle, durch welche das Wasser 

 fliesst, und aus diesem Grunde erfordert das beob- 

 achtete Verhältniss dieser Gezeiten eine Multiplication 

 mit einem corrigirendeu Factor, um es in das Ver- 

 hältniss der Kräfte umzuwandeln. Die Sache wird 

 ferner dadurch complicirt, dass dieser Corrections- 

 factor sich von Hafen zu Hafen ändert, und um be- 

 friedigende Resultate zu erhalten , sind lange Beob- 

 achtuugsreihen nöthig. Die Arbeit, die Mondmasse 

 auf diesem Wege abzuleiten , war früher so gross, 

 dass mehr als ein halbes Jahrhundert La Place' s 

 Bestimmung aus den Gezeiten in Brest die einzige 

 geblieben, aber die neuere Anwendung der harmo- 

 nischen Analyse auf die von den selbstregiBtrireuden 

 Gezeiteumessern gelieferten Daten wird , wie es 

 scheint, reiche Resaltate in der nächsten Zukunft zu 

 Tage fördern. 



Unser zweites Gravitationsverhältniss , nämlich 

 das, welches die Mond-Masse und -Parallaxe mit der 

 Schwerkraft an der Erdoberfläche verknüpft , liefert 

 eine indirecte Methode zur Bestimmung der Mond- 

 parallaxe mit sehr grosser Genauigkeit, wenn die 

 Rechnung sorgfältig ausgeführt wird, und mit einer 

 ziemlichen Annäherung an die Wahrheit, selbst wenn 

 die Daten äusserst roh sind. Um dies zu belegen, 

 wollen wir sehen, was mit einem Eisenbahn-Transit, 



