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ein ungewöhnlich grosser Felder von 12" übrig, während die Fehler aller übrigen Orte einige Secunden niclit 

 übersteigen. 



Durch einen Blick auf die Beobachtungen, die diesem Normalort zu Grunde liegen, überzeugt man sich 

 aber leicht, da die Übereinstimmung der einzelnen Messungen eine sehr gute ist, dass es nicht zulässig 

 erscheint, die Unsicherheit dieses Normalortes wegen der Beobachtuugsfehler grösser als zu 2" in AR 

 anzunehmen. EineUusicherheit der Störungswerthe kann hier aber auch nicht herangezogen werden, denn 

 wegen der unmittelbaren Nähe der Osculationsepoche sind die Störungen selbst nahe 0. 



Es kömmt aber ferner noch hinzu, dass aus dieser Auflösung für die Massen des Mars (1 : 204 0000) ein 

 Werth resultirt, welcher völlig in Widerspruch steht mit allen neueren und sicheren Bestimmungen. 



Wir sind demnach zu schliessen gezwungen, dass man weder mit dem Werthe Asten's noch mit dem 

 Backhind's für die Masse des Planeten Mercur, wenn man selbst grössere Correctionen der Massen 

 von Venus, Erde, Mars imd Jupiter noch zulässt und auch eine etwaige Unsiciierheit der Störnngs- 

 werthe nicht ausschliesst, zu einer befriedigenden Darstellung sämmtlicher Beobachtungen unseres Kometen 

 gelangen kann. 



Der wahre Werth für die Masse des Planeten Mercur muss also ungefähr in der Mitte derselben oder in 

 der Nähe des Le Verrier'scheu Werthes liegen. 



IT. Capitel. 



Bemerkiiiigen zu Le Verrier's Massenbestiiunmiig. 



Ich erlaube mir hier die nachfolgenden Stellen aus den Untersuchungen Le Verrier's (Annales de 

 l'observatoire imperial de Paris, Memoires, Tome VI, Paris 1861, p. 91) vollinhaltlich zu wiederholen, nicht 

 nur weil sie zum Verständniss meiner anschliessenden Bemerkungen erforderlich sind, sondern selbst schon 

 in so knapper und klarer Weise alles zum Folgenden Nöthige znsammengefasst enthalten, dass ein Auszug 

 hieraus kaum auf geringeren Raum beschränkt werden könnte. Le Verrier sagt: 



„Nous sommes donc reduits, si nnus voulons en tenir aux conditions qui paraissent jouir d'une notable 

 precision, aux relations suivautes: 



1. Celle qu'on döduit de la Variation de l'obliquite de Fecliptique; 



2. Celle que nous avons tiree de la consideration des latitudes de Vönus- 



3. Entin les trois conditions que nous avons obtenues par la discussion des longitudes, mais qui sont 



toutes trois relatives ä la deternnnation de la masse de Mercure. Nous ne les distinguons que pour 

 mieux appröcier le degr6 d'exnctitude auxquelles elles pourront conduire. 

 En rapprochant les diverses relations, nous aurons, pour detcrnuner les trois inconnues v, v', v" et par 

 suite, les masses des trois planetes Mercure, Venus et la Terrc, les trois relations: 



+ 0-53v + 28'88v'+ 1'72=0 (Par l'obliquite de l'ecliptique) 



_ o-88v+32-r) v'+43-4v"— 2'6rrO (Par latitudes de Venus) 



+ 27.4 V + 4G-3 v'+.p.l-6v"+18-6=0 j (1639) ' M 



+ 14-3 V4-25 5 v' + 27-7v"+ 1-7=0 (Par les longitndes de Venus) (1751-1761) 



+ 7-8 v+ 9-2 v'+]5-3v"+ 3-7=0 ) (1766—1830) 



Parnii les conditions que nous vcnons d'ecrire, la premifere est propre ä döterminer v', et par suite la 

 masse de V6nus. L'ensemlde des trois deniieres peut (airc eonnattre v, d'oü l'on tirera la masse de Mercure. 

 La sccondc rel;ition devra donc donner v", et par suite la masse de la Terre. Cette relation, deduite de la 

 consid6ration des latitudes de V<^nus, est tr6s-precise; et il ne parait pas qiie la pnrtie constante 2 Mi, determi- 

 nee par les observatious des passages sur le Soleil en 1761 et 1769, et par les observations m^ridiennes de 



