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A ist die in Graden ausgedrückte östl. geogr. Länge 
des Beobachtungsortes in Bezug auf den ersten 
Meridian. 
« ist die in Graden ausgedrückte wahre Zeit des 
ersten Meridians, in welcher der kürzeste Ab- 
stand stattfindet, 
n ist die gemeinschaftliche stündliche Bewegung 
der Sonne und Venus. 
In der obigen quadratischen Gleichung ist nun & 
der Aequstorhalbmesser der Erde als Unbekannte zu 
bestimmen, dies 0, wird in Theilen der mittlern Ent- 
fernung der Sonne von der Erde erhalten und es ist 
demnach, wenn z die Aequator-Horizontalparallaxe 
der Sonne ist: 
oe, = Sin 7 
Für eine Distanzmessung ist nun der Zeitpunki.der 
Beobachtung anzugeben und dieser Zeit entsprechend 
wird ein bestimmter Werth von u sich ergeben; ist (u) 
der Werth von u für Ränderberührungen, b’ die be- 
obachtete Ränderentfernung, so erhält man aus der 
gemessenen Entfernung für u: 
zZzu=() —- [nr — (n+r)o sin H] — tg b‘ 
r, — Entfernung der Erde von der Venus, 
00 tabularischer Radius vector der Sonne. 
r — tabularischer Radius vector der Venus. 
Für Mittelpunktsentfernungen würde kommen: 
| 
u=[r — (+r)gsinH]Q tg b 
wo b die gemessene Entfernung der Mittelpunkte be- 
deutet. 
Schon aus der quadratischen Gleichung für og, geht 
hervor, dass Beobachtungsorte, in denen die Sonne im 
Zenith ist, zur Bestimmung der Parallaxe nicht ver- 
