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man in der Kenntniss über die Entfernung der 

 Erde von der Sonne nicht weiter gekommen. 

 Die Genauigkeit der Messungen , welche man 

 bis dahin erreichen konnte, gab kein besseres 

 Resultat. Doch schien es Halle}' ungereimt, 

 dass die damals bekannten Planeten kleiner 

 sein könnten, als unser Mond, und als Halley 

 dem Merkur einen grösseren Durchmesser gab, 

 als unserem Satelliten, kam er zu dem Resul- 

 tate, dass die Sonnenparallaxe kleiner als 15" 

 sein müsse. Er nahm 12 1 l2" an und erhielt 

 für die Entfernung der Erde von der Sonne 

 16,500 Erdhalbmesser oder nahe 1-1 Millionen 

 geographische Meilen. 



Da unter den Planeten der Mars in seiner 

 Opposition der Erde sehr nahe kommen kann, 

 fast, bis auf ! /3 der Entfernung der Erde von 

 der Sonne , folgte daraus , dass zu dieser Zeit 

 die Marsparallaxe nahe dreimal grösser sein 

 müsste. als die Sonnenparallaxe, und man kam 

 auf den guten Gedanken, zur Zeit der Mars- 

 opposition die Entfernung dieses Planeten von 

 benachbartsn Sternen an verschiedenen Punkten 

 unserer Erde zu messen. Als daher der fran- 

 zösische Akademiker Richer zu wissenschaft- 

 lichen Beobachtungen nach Cayenne geschickt 

 wurde, beobachtete er dort gleichzeitig mit 

 Picard und Römer in Europa den Mars. Aehn- 

 liche Beobachtungen stellten an Cassini in Paris, 

 Flamsteed und Bradley in London , Lacaille 

 am Cap der guten Hoffnung u. s. w., und der 

 Werth der Sonnenparallaxe fand sich, der da- 

 maligen Genauigkeit der Beobachtungen eut- 

 sprechend, zwischen 9" und 12", Werthe, 

 welche um den vierten Theil ihres Betrages 

 von einander abwichen. 



2) Die Vor Übergänge der Venus vor 

 der Sonnenscheibe als sicherste Me- 

 thode zur Bestimmung der Entfernung 

 der Erde von der Sonne. — Als Halley 

 im Jahre 1715 auf der Insel St. Helena einen 

 Vorübergang des Merkur über der Sonnen- 

 scheibe beobachtete, kam er auf den Gedanken, 

 dass , wenn die Venus vor der Sonnenscheibe 



vorübergeht, in welcher Stellung sie der Erde 

 sehr nahe ist, aus der Dauer der Zeit, welche 

 die Venus, von verschiedenen Punkten der Erde 

 aus gesehen, gebraucht, um vor der Sonne 

 vorüberzugehen, es möglich sei, die Venus- 

 parallaxe oder, streng genommen, die Differenz 

 zwischen der Venus- und Sonuenparallaxe, da- 

 her auch die Sonnenparallaxe zu bestimmen, 

 und fand, dass diese neue zugleich die sicherste 

 Methode sei. In den Philosophical Transactions 

 der Londoner Royal Society der Jahre 1691 

 und 1716 theilte Halley seine wichtige Ent- 

 deckung mit, und allgemein wurde seitdem 

 diese Methode als die beste und sicherste an- 

 erkannt und angewandt. 



Der Venusvorübergang ist deswegen so gün- 

 stig, weil die Venus der Erde so nahe kommt 

 und die Differenz zwischen der Sonnenparallaxe 

 und der Venusparallaxe eine sehr beträchtliche 

 ist. Von verschiedenen Punkten der Erde aus 

 gesehen , nimmt die Venus vor der Sonnen- 

 scheibe verschiedene Orte ein, und die Ver- 

 schiebung ist eine um so grössere, je weiter 

 die Beobachtungsorte auf der Erde von ein- 

 ander entfernt sind. Der Merkur eignet sich 

 aber zu solchen Beobachtungen nicht, denn bei 

 dem Merkur findet, wenn selbiger vor der 

 Sonnenscheibe vorübergeht , eine sehr geringe 

 Verschiebung für die verschiedenen Orte auf 

 der Erde statt, weil bei der unteren Conjune- 

 tion des Merkur derselbe von der Erde noch 

 3 / 5 mal so weit als die Sonne und daher die 

 Merkurparallaxe nur 1 -/3inal so gross als die 

 Sonuenparallaxe ist, die Verschiebung des Mer- 

 kur auf der Sonnenscheibe aber nur die Diffe- 

 renz der Parallaxen beträgt. Durch eine solche 

 Verschiebung des Planeten auf der Sonnen- 

 scheibe werden nun die Sehnen, welche selbiger 

 bei dem Vorübergange vor der Sonne für ver- 

 schiedene Orte auf der Erde zu beschreiben 

 scheint, von verschiedener Länge und die Zeit- 

 dauer, in welcher der Planet die Sehne durch- 

 läuft, ist von verschiedener Grösse. Wie gross 

 die Differenz der Zeitdauer sein kann, lätst 



