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tungen können nicht wiederholt werdeu, dagegen 
gestattet die Vervielfältigung der Distanzmessungen 
während der Erscheinung die Störung, welche von den 
unvermeidlichen Beobachtungsfehlern herrühren, im 
Resultat bedeutend zu vermindern. 
Für die Beobachtung der Ein- und Austritte, wie 
auch für die Messung von Ränder- oder Mittelpunkt- 
entfernungen erhält Hansen eine einfache Gleichung 
zweiten Grades, aus der die Sonnenparallaxe bestimmt 
werden kann. — 
Seien H und K Höhe und parallactischer Winkel 
des Sonnencentrums, | die scheinbare geocentrische 
Länge der Venus, u der Radius des Schattenkegels 
in der durch den Beobachtungspunkt parallel zu der 
von Hansen gewählten x y Ebene gelegten Ebene. Dann 
lautet die für die Zeit der Ränderberührungen wie 
auch für den Moment einer Distanzmessung gültige 
Hansen’sche Gleichung: 
m? 9 1? cos®H — 2mg,1S cosH cos (W' — >?) 
+? — 2? =0 
m ist eine mit der gewählten Längeneinheit verbundene 
Constante. Ferner ist: 
W’=-N’ —L 
lsinL= sinK 
l cos b id 608. K 
Sa 
t I — u 
45 
d sin D= sin 6 
d»-cosD=(1— ce) cos d 
t ist die in Graden ausgedrückte wahre Sonnenzei 
des Beobachtungsortes, 
Scos != n 
