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Wenn auch Wendelinus (vergleiche Seite 90) durch 
seine Beobachtungen für den Aristarch’schen Winkel- 
werth 87° den viel genauern 89° 45° und unter Bei- 
behaltung der übrigen Werthe für die Sonnenparallaxe 
14° erhieli, so können die Methoden von Aristarch und 
Hipparch doch nur zur Ueberzeugung verhelfen, dass 
die Sonnenparallaxe 30° nicht übersteigen kann.) 
So war man denn gezwungen, nach andern Me- 
thoden zu suchen, die zur Ermittelung des Werthes der 
Sonnenparallaxe dienen konnten. Von der Bestimmung 
eines Dreieckes, in dem die Sonne den einen End- 
punkt bildet, musste abgesehen. werden, da die Basis 
desselben nicht gross, und auch nicht genau genug er- 
halten werden konnte und so drängte sich denn von 
selbst die Frage auf, ob nicht die Bestimmung der 
Parallaxe von Planeten, die der Erde nahe kommen, 
die Bestimmung der Sonnenparallaxe in sich schliesse. 
Erst durch die Keppler’schen Regeln wurde diese 
Frage in bejahendem Sinne gelöst, denn die dritte der- 
selben besagt, dass die Quadrate der Umlaufzeiten der 
Planeten sich verhalten wie die Cuben der mittlern 
Entfernungen derselben von der Sonne, d. h. wie die 
Cuben der halben grossen Axen ihrer Bahnen, und aus 
diesem Gesetze folgt unmittelbar, dass die Dimensionen 
aller Planetenbahnen gefunden werden können, sobald 
die Entfernung irgend eines Planeten von der Erde 
bekaunt ist; denn mittelst jener Regel sind die Ver- 
hältnisse zwischen der Entfernung des Planeten von 
der Erde und der mittlern Entfernung der Sonne von 
der Erde für irgend eine gegebene Zeit bestimmt. 
') Vergleiche La Lande II, Seite 319, und M. C. Monnier, Instit., 
Seite 452, o 
