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mes revidiren, dann die Theorie der Ungleichheiten in der Bewegung 

 der Erde vornehmen, endlich eine grosse Anzahl Sonnenbeobachtun- 

 gen discutiren. Dabei fand er, dass die Beobachtungen der Culmina- 

 tion der Sonne nicht immer genau genug sind , so dass manche Ab- 

 weichung, die man der Theorie zuschreiben zu müssen glaubte, durch 

 die UnZuverlässigkeit der Beobachtungen bedingt ist. Darauf spricht 

 der Verf. von seinem Studium der Bewegungen des Mercur. Ueber 

 ihn liegen seit 150 Jahren eine ganze Anzahl genauer Beobachtungen 

 vor, so auch 21 Beobachtungen über den Vorübergang vor der Sonne, 

 die von 1697 bis 1848 gemacht worden sind. Ist der Beobachtungs- 

 ort genau bekannt, das Fernrohr gut und ist der Gang der Uhr bis 

 auf einige Secunden richtig, so muss man aus der Zeit, in der eine 

 Berührung von innen zwischen Sonne und Mercur stattfindet, die Ent- 

 fernungen der Mittelpunkte beider Körper mindestens bis auf eine 

 Bogensecunde genau schätzen können. Aber schon 1842 bemerkte er 

 grössere Fehler in den Beobachtungen, besonders in denen der Durch- 

 gänge im Mai, wobei sich ein zunehmender Fehler herausstellte, der 

 1753 sogar 7 Bogensecunden betrug. Diese Fehler können keine Be- 

 obachtungsfehler sein. Auch bei späterer Anwendung der verbesser- 

 ten Sonnentafeln verschwanden dieselben nicht. Dabei fand er aber, 

 dass er die säculare Bewegung des Perihels nur um 38 Secunden zu 

 vergrössern brauchte , um die Fehler bei allen bis zu einer Secunde 

 bei den meisten sogar bis unter Vz Secunde zu reduciren. Aus der 

 Nothwendigkeit die besagte Vergrösserung vorzunehmen, zieht er Fol- 

 gerungen. Zuerst untersucht er, um wie viel die Massen der stören- 

 den Planeten, aus deren Einfluss die früher angenommene Bewegung 

 des Perihels resultirte , unter diesen Umständen vergrössert werden 

 müssten. Dabei ergibt sich, dass die Masse der Venus um mindestens 

 Vio ihres jetzigen Werthes vergrösseirt werden müsste. Berechnet 

 man aber ihre Masse aus den periodischen Störungen der Erdbahn 

 nach Beobachtungen, die man von 1750 bis 1810 gemacht hat, so er- 

 giebt sich, dass dieselbe ^^qqqq der Sonnenmasse ist. Ein gleiches 

 Resultat ergab sich aus den Beobachtungen von 1810 bis 1850. Eine 

 Annahme also, dass die Masse zu vergrössern wäre, ist nicht gerecht- 

 fertigt. Auch müsste sich dieser störende Einfluss bei der säculären 

 Aenderung der Schiefe der Ekliptik geltend machen, was nicht der 

 Fall ist. Im Gegentheil ergiebt sich aus den 7 genauesten Beobach- 

 tungen , die man seit Brodley von den Solstitien gemacht hat, dass 

 die Masse der Venus etwas zu gross angenommen wird. Und wollte 

 man doch die Masse der Venus um Yi.) vergrössern, so müsste man 

 Beobachtungsfehler gemacht haben, die 27« Secunde betrugen und 

 seit Brodley immer zugenommen haben. Demnach sind nur folgende 

 zwei Fälle möglich: 1. Man nimmt die aus den Beobachtungen ge- 

 fundene Masse des Mercur richtig an und schliesst daraus, dass ent- 

 weder die säculare Aenderung der Schiefe der Ekliptik, wie man sie 

 aus den Beobachtungen abstrahirt hat, mit ganz unwahrscheinlichen 

 Fehlern behaftet ist, oder dass die Schiefe durch noch unbekannte 



