Ueber die Bestimmung der Abstände der Himmelskörper von der Erde. 15 



der diffusen Erleuchtung der atmosphärischen Luft durch die Sonnenstrahlen 

 und in Folge des Umstandes, dass sie der Erde in diesen Zeiten höchstens 

 eine sehr schmale Sichel ihrer von der Sonne beleuchteten Hälfte zuwendet, 

 total unsichtbar bleibt. Nur in denjenigen Eällen, in denen der Planet sich 

 zur Zeit der Erdnähe nicht über oder unter der Sonne, sondern gerade in der 

 Nähe der Durchschnittslinie seiner Bahnebene mit der Erdbahnebene befindet, 

 und hierbei eine der von der Erde zu irgend welchen Punkten der leuch- 

 tenden Sonnenscheibe gezogenen Gesichtslinien passirt, wird die Venus, wäh- 

 rend sie alsdann uns nur die von der Sonne gar nicht beleuchtete Fläche 

 zuwendet, als dunkle Scheibe vor den entsprechenden Stellen der Sonnen- 

 scheibe sichtbar. Diese Vorübergänge finden in derartiger Folge statt, dass 

 immer zwei in 8 Jahren aufeinanderfolgen, von denen der eine nördlich, der 

 andre südlich von dem Mittelpunkt der Sonnenscheibe vor sich geht, und 

 dass diese zusammengehörigen Phänomenpaare sich alsdann in abwechselnden 

 Intervallen von 113-J- und 129-| Jahren wiederholen, z. B. in folgender 

 Reihe von Epochen: 



December 1631 



December 1639 



Juni 



1761 



Juni 



1769 



December 



1874 



December 



1882 



Juni 



2004 



Juni 



2012. 



Diese Seltenheit des wichtigen Phänomens scheint dasselbe eines grossen 

 Theiles seiner Vorzüge für die Lösung der in Bede stehenden Aufgabe zu 

 berauben; denn es ist eine wichtige Lehre der Messwissenschaften, dass durch 

 die öftere Wiederholung einer und derselben Messung zu verschiedenen Zeit- 

 punkten bedeutende Verstärkungen der Sicherheit der Endresultate gewonnen 

 werden, indem durch solche unabhängige Wiederholungen die Wahrscheinlich- 

 keit vermehrt wird, dass unter den unvermeidlichen Einflüssen der zahlreichen 

 sogenannten zufälligen Fehler einander entgegenwirkende auftreten. — Hier- 

 nach würden wir vorziehen müssen, Venus nicht blos in ihrer grössten Erd- 

 niihc, sondern auch in solchen Punkten ihrer Bahn zu beobachten, in welchen 

 sie uns immer noch erheblich näher ist, als irgend ein andrer Planet, in 

 welchen sie aber zugleich einfachere und in öfterer Wiederkehr zu erfüllende 

 Bedingungen der Sichtbarkeit darbietet. In solchen Punkten der Venusbahn 

 jedoch, in welchen der Planet hinreichend weit von der Sonne absteht, um 

 selbst für geringe optische Hülfsmittel und selbst neben zahlreichen licht- 

 schwächeren Fixsternen sichtbar zu sein, ist die Entfernung der Venus von der 

 Erde nicht kleiner als drei Zehntel der Halbaxe der Erdbahn, während die 

 kleinste Erdnähe, in welche der Planet Mars zu wiederholten Malen während 

 eines Jahrhunderts gelangen kann, 38 Hundertel derselben Maasseinheit be- 

 trägt. Immer noch würde also die Beobachtung der Venus in denjenigen 

 Punkten ihrer Bahn, in welchen sie uns näher ist als irgend ein andrer 

 Planet und in welchen sie doch alljährlich bequem gesehen und ihrer 

 Lage nach mit benachbarten Fixsternen verglichen werden kann, das 

 günstigste Hälfsmittel zur Lösung unsrer Aufgabe bilden, wenn nicht der 

 Uebelstand hinzuträte, dass in solchen Fällen Venus sich immer ziemlich 

 nahe dem Horizonte befindet, und dass somit von der unregelmässigen Wärme- 

 mischung unsrer atmosphärischen Luft die Messungen stärkere Beeinträchti- 

 gungen erfahren, als für die geforderte Genauigkeit dieser Bestimmungen 



