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wünschenswert]! ist. Immerhin würden sich in grösseren Höhen bei Tage 

 ausgeführte Messungen der Lage der Venus zu helleren Fixsternen, angestellt 

 an sehr weit voneinander entfernten Punkten der Erdoberfläche, in den uns 

 nächsten Tbeilen ihrer Bahn vortheilhaft verwenden lassen, umsomehr als 

 dann die gleichzeitige Sichtbarkeit der Yenus und benachbarter Fixsterne, 

 welche letzteren von der Yerschiedenheit der Standorte auf der Erdoberfläche 

 wegen ihrer enormen Entfernung keinerlei parallaktische Einwirkungen mehr 

 erfahren, uns die absolute parallaktische Einwirkung der Yerschiedenheit der 

 Standorte auf den scheinbaren Ort der Yenus erkennbar machen würde, 

 während zur Zeit der Yorübergänge der Yenus vor der Sonnenscheibe ihr 

 relativer Ort innerhalb der letzteren, von verschiedenen Standorten aus ge- 

 sehen, nicht um die absolute parallaktische Wirkung, sondern nur um die 

 Differenz der parallaktischen "Wirkung auf den Planeten und auf der Sonne 

 verschoben erscheinen wird. 



Dem ungeachtet ist der Yorzug, den die sogenannten Durchgänge der 

 Yenus für die Bestimmung des Verhältnisses der irdischen nnd der himm- 

 lischen Entfernungsmaasse gewähren, ein ganz ausserordentlicher und so wenig 

 durch Beobachtungen in irgend einer andern Stellung der Yenus oder eines 

 andern Planeten zu ersetzen, dass die Astronomen verpflichtet sind, bei der 

 säkularen Wiederkehr dieser Phänomene das Aeusserste an ihre möglichst 

 vollständige und sorgfältige Ausnutzung zu setzen. Zwar werden die Oerter 

 der Yenus gegen Mittelpunkt und Bänder der hellen Sonnenscheibe, von 

 zwei Punkten der Erdoberfläche aus gesehen, deren Abstand gleich dem 

 Halbmesser des Erdäquators ist, höchstens um 24 — 25 Sekunden verschieden 

 erscheinen können, während die entsprechenden Ortsverschiedenheiten der 

 Yenus gegen benachbarte Fixsterne in andern noch hinreichend günstigen 

 Punkten ihrer Bahn, in denen sie öfter gesehen werden kann, bis 30 Se- 

 kunden und die des Mars gegen benachbarte Fixsterne in seiner grössten 

 Erdnähe auch noch etwa 25 Sekunden betragen werden. Aber jener gerin- 

 gere Winkelbetrag der relativen parallaktischen Verschiebung der Yenus 

 innerhalb der hellen Sonnenscheibe wird dafür durch korrespondirende 

 Messungen von möglichst weit voneinander abstehenden Standorten auf der 

 Erdoberfläche mit viel grösserer Sicherheit bestimmbar sein, als irgend eine 

 andere Winkelmessung solcher parallaktisch er Wirkungen zu erreichen gestattet. 

 Gerade bei korrespondirenden Messungen, die möglichst gleichzeitig an weit 

 entlegenen Punkten der Erdoberfläche angestellt werden müssen, bietet es die 

 grössten Schwierigkeiten, die Messungsinstrumente und ihre Handhabung 

 so völlig gleich zu machen, dass nicht zu den parallaktischen Verschie- 

 denheiten, welche durch die Yerschiedenheit der Standorte entstehen, noch 

 höchst merkliche Verschiedenheiten hinzutreten, welche nur aus den Be- 

 sonderheiten der Ausführung der Messungen hervorgehen und natürlich die 

 Zuverlässigkeit der parallaktischen Ermittlungen höchst wesentlich trüben. 

 Schon der erste Astronom, welcher auf die Vorzüglichkeit der Venusdurch- 

 gänge für die Bestimmung der Sonnenentfernung aufmerksam machte, 

 Edmund Halley, hob hervor, dass durch die blosse Beobachtung der Zeit- 

 punkte, in welchen die dunkle Venusscheibe sich mit der hellen Sonnen- 

 scheibe berühre, mit einer Genauigkeit , die nur von der Schärfe des best- 

 bewaffneten Sehens, aber von keinem andern Messinstrument und auch von 

 kleinen Fehlern in den Angaben der zeitmessenden Instrumente nur in ver- 

 hältnissmässig geringem Grade abhängig sei, Winkelmessungen an den ent- 

 legensten Beobachtungsörtern gewonnen werden könnten, deren Genauigkeit 

 durch keinerlei noch so feine Messungen mit eingetheilten Kreisen oder mit 



