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Nur zwei Planeten kommen der Erde nahe genug, 
um eine Parallaxenbestimmung mit annähernder Ge- 
nauigkeit ausführen zu können, es sind dies Venus 
und Mars. Setzen wir als Maasseinheit die mittlere 
Entfernung der Sonne von der Erde voraus, so er- 
reicht Mars in den günstigsten Fällen seiner Oppo- 
sition eine Entfernung von 0. 365; Venus ist in ihrer 
untern Conjuncetion im Mittel 0.28 und zur Zeit ihrer 
Stillstände im Mittel 0.34 Sonnenweiten von der Erde 
entfernt; von den kleinen Planeten sind nur wenige, 
die in einzelnen Oppositionen eine Erdnähe von unter 
0.8 annehmen, so dass dieselben nur in ganz günstigen 
Fällen und unter besondern Verumständungen zum 
Zwecke einer Parallaxenbestimmung benutzt werden 
können. 
Denken wir uns den Planeten inP; A und B seien 
zwei möglichst weit von einander abliegende Punkte 
desselben Erdmeridians, von denen aus P beobachtet 
werden möge und zwar in dem Momente seines Durch- 
ganges durch den Meridian (Figur 2). Ist die Lage 
der Stationen durch die Angabe der geographischen 
Constanten bestimmt, so ist das Dreieck ABC, in 
dem der Winkel an © gleich ist der Differenz der geo- 
graphischen Breite @ und %‘ der Punkte A und B 
(südliche Punkte haben eine negative Breite), voll- 
kommen bestimmt. Die Beobachter in A und B messen 
die Zenithdistanz z und z‘ des Planeten und ermitteln 
so unter Benützung der bekannten Winkel C AB und 
CBA die Winkel an der Basis A B des Dreiecks APB. 
Diese Basiswinkel bestimmen endlich den gesuchten 
Winkel p, unter dem man vom Planeten aus die Chorde 
AB sieht, d.h. die zur Chorde A B gehörige Parallaxe 
des Gestirns P. Zur Bestimmung dieses parallactischen 
