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Durchgangs als für die Dauer desselben eine be- 

 stimmte, teils von seinem Standpunkte, teils von der 

 Differenz der Parallaxen ( $ oder 9 ) des Planeten 

 und (O) der Sonne abhängige Zeit, und es lässt sich 

 daher diese Differenz (jedoch besser 9 — Q =: 3© als 

 $—0= *.,0) entweder, wie Hallej^ schon 1716 vor- 

 schlug , aus der Vergleichung der von verschiedenen 

 Beobachtern erhaltenen Dauer, oder, wie später Delisle 

 zeigte, aus der Vergleichung des von ihnen ermittelten 

 Eintrittes derselben Phase, bestimmen, — folglich, da 

 nach dem dritten Kepler'schen Gesetze (406) das Ver- 

 hältnis der Parallaxen bekannt ist, auch diese selbst. 

 In der That ergaben die während den Venusdurch- 

 gängen von 1761 und 1769 an den verschiedensten 

 Orten gemachten, und nach diesen Grundsätzen ver- 

 werteten Beobachtungen eine Eeihe von nahe unter 

 sich und auch mit dem Eicher'schen Resultate gar 

 nicht übel übereinstimmenden Werten für die Sonnen- 

 parallaxe, — nach Encke im Mittel 8",58. Seither sind 

 namentlich die 1862 und 1877 eingetroffenen Erdnähen 

 des Mars in ähnlicher Weise wie von Richer — Cassini 

 verwendet und wieder nahe gleiche, wenn immerhin, 

 entsprechend Leverriers theoretischer Bestimmung, 

 etwa um 0'',3 grössere Werte als der Encke'sche er- 

 halten worden. Die Venusdurchgänge von 1874 und 

 1882, sowie die auf die Beziehung zwischen der Sonnen- 

 parallaxe und der physikalisch ermittelten Licht- 

 geschwindigkeit (427) sich stützenden Methoden haben 

 diese grösseren Werte bestätigt und es ist anzunehmen, 

 dass die Sonnenparallaxe etwa 8'',9 betrage, was mit 

 einer Sonnendistanz von 147801000 km und einem 

 Sonnendurchmesser von 1376000 km übereinkömmt. 



387 [435]. Der fiinflass der Parallaxe 

 auf die Koordinaten. Um den Einfluss der 

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