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scheiden. Wenn der Winkel sehr klein ist, folglich die gesuchte Entfernung, 
in Vergleich mit der bekannten Basis, sehr grofs (abgesehen von einer so 
unvortheilhaften Lage der letzteren, dafs aus diesem Umstande allein die 
Kleinheit des Winkels hervorgeht), so wird die Unsicherheit des Resultats 
so gut wie genau in gleichem Verhältnifs wachsen, wie der Quotient: gesuchte 
Entfernung dividirt durch die bekannte Grundlinie. Hieraus geht hervor, 
dafs in diesem Falle bei einer einzigen Grundlinie, auf welcher der ganzen 
Ausdehnung nach mehrere Beobachter vertheilt sind, die übrigens gleich 
gute Mittel, die Winkel zu messen, besitzen, die Bestimmungen von den End- 
punkten der ganzen Basis aus am entscheidendsten sein werden, und die Zu- 
ziehung aller Beobachtungen, welche aufserhalb dieser Endpunkte mehr nach 
der Mitte der Grundlinie hin angestellt sein mögen, nicht wesentlich das 
Resultat zu ändern im Stande sein werden, was die Endpunkte allein geben. 
Bei den Venusdurchgängen können wir, vermöge der Keplerschen 
Gesetze, die relative Veränderung der drei Punkte, Erd- Centrum, Venus- 
Centrum und Sonne- Centrum, während der wenigen Stunden der Dauer des 
Durchgangs mit einer so grofsen Genauigkeit bestimmen, dafs sie als gänzlich 
fehlerfrei zu betrachten ist. Die beobachteten Berührungen der Venus- und 
Sonnenränder, von einem Orte auf der Oberfläche der Erde aus, werden 
folglich, wenn man die Winkelhalbmesser der Sonne und der Venus bestimmt 
(wozu die Beobachtungsart selbst das schärfste Mittel darbietet), und die 
sämmtlichen Beobachtungen von verschiedenen Punkten der Erdoberfläche 
aus auf ein absolutes Zeitmoment reducirt, theils durch Berücksichtigung der 
Längendifferenz des Beobachtungsorts auf der Erde, theils durch Berück- 
3 der Erde und der Venus um die Sonne, 
nur noch darin von einander verschieden ausfallen können, dafs die Stand- 
sichtigung der relativen Bewegun 
punkte auf der Oberfläche der Erde von einander verschieden sind, und eben 
dadurch das Mittel darbieten, diese unmittelbar durch Gradmessungen zu 
bestimmenden Entfernungen der Beobachtungsörter zu vergleichen mit dem 
Abstande der Venus von der Erde, und also auch, zufolge der Keplerschen 
(Gresetze, der Sonne von der Erde. Es giebt unter den bekannten Himmels- 
körpern keinen, der bequemer läge. Denn der Mond, dessen Abstand von 
der Erde wir auf ähnliche Weise mit noch gröfserer Genauigkeit bestimmen 
können, ist als Erdtrabant nicht unmittelbar mit der Sonne verbunden; seine 
Entfernung von der Erde erlaubt nicht absolut den Schlufs zu machen, auf 
