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Dreiecks, dessen Spitze der Mond bildete, nahezu das Anderthalbfache des 

 Erdhalbmessers betragen hat, haben uns allmälig das Verhältniss der Ent- 

 fernungen des Mondes von der Erde und überhaupt der Dimensionen seiner 

 Bahn um die Erde zu jener Standlinie auf der Erde, sowie die Gesetze der 

 periodischen Abänderungen seiner Entfernung mit einer Genauigkeit kennen 

 gelehrt, welche gegenwärtig Nichts zu wünschen übrig lässt; denn der noch 

 mögliche unbekannte Eehler der jetzigen Bestimmung dieses Verhältnisses 

 wird höchst wahrscheinlich j~ l 0{) - des angenommeneu Zahlenwerthes nicht 

 übersteigen, und wir sind zur Zeit kaum im Stande, das Verhältniss der bei. 

 dieser Messung benutzten irdischen Standlinie zu dem Halbmesser des Erd- 

 äquators mit einer grösseren Genauigkeit als auf y oo ' o ' o ' se i nes Werthes an- 

 zugeben, während zugleich in der Bestimmung des Verhältnisses des Halb- 

 messers des Erdäquators zur Toise oder zum Meter (d. h. zu der aus der 

 Toise abgeleiteten Bestimmung des letzteren) ebenfalls noch Unsicherheiten 

 von nahezu demselben Verhältnissbetrage obwalten. 



Das System „Erde und Mond" ist also gegenwärtig von den Maass- 

 stäben menschlichen Ursprunges aufwärts bis zu den Dimensionen der Mond- 

 bahn mit einer zwar beschränkten, aber nahezu gleichartigen Genauigkeit 

 ausgemessen und gewissermassen in ein zusammenhängendes Ganze dergestalt 

 verwandelt, dass man zur Ausmessung noch grösserer Entfernungen z. B. der 

 der Sonne unter Umständen eine Standlinie von der Erde bis zum Monde 

 ebenso sicher anwenden könnte, wie eine auf der Erde selbst gemessene. — 



Eine solche vergrösserte Standlinie könnten wir zur Bestimmung der 

 Parallaxe der Sonne und der Planeten sehr wohl brauchen; denn da z. B. 

 die Sonne etwa 400 mal weiter von uns absteht, als der Mond, so würde 

 eine Standlinie von der Erde bis zum Monde, obwohl sie etwa 60 mal länger 

 als der Halbmesser der Erde und etwa 40 mal länger ist als die Standlinie 

 vom Kap der guten Hoffnung nach Greenwich, dennoch bei der Ausmessung 

 der Sonnenentfernung vergleichsweise erst den zehnten Theil der Genauigkeit 

 bieten, welche die letztere Standlinie bei der Ausmessung der Mondentfer- 

 nung zu erreichen gestattet hat. 



Es wird nämlich einleuchtend sein, dass gewisse, bei derartigen trigono- 

 metrischen AVinkelmessungen unvermeidliche Eehler, während sie in ihrem 

 absolutem Betrage von der Grösse der Standlinie selbst im Allgemeinen nur 

 in geringem Maasse abhängig sein können, die Bestimmung der Parallaxe 

 oder des "Winkels, unter welchem die Standlinie an dem entfernten Objekt 

 erscheint, mit um so stärkerem Verhältnissbetrage verfälschen, je kleiner 

 dieser Winkel, also je kleiner das Verhältniss der Standlinie zur Entfernung 

 des Objektes ist. Ein Eehler von einer Sekunde in der Bestimmung des 

 Unterschiedes der beiden, von den Endpunkten der Standlinie nach dem 

 Objekte aufgenommenen Richtungen verfälscht, wenn dieser Unterschied oder 

 die Parallaxe, wie beim Monde, etwa 3400 Sekunden beträgt, die Bestimmung 

 der bezüglichen Entfernung nur um xrVü" i nres Werthes, während derselbe 

 Eehler eine Parallaxe von nahe 9 Sekunden, wie die der Sonne, um ^- 

 ihres AVerthes unrichtig machen würde. 



In der That besitzen wir ein Mittel, um die Entfernung des Mondes 

 von der Erde gewissermaassen als Standlinie für die Bemessung der Sonnen- 

 Entfernung zu benutzen. Wir können zwar keinen korrespondirenden Beob- 

 achter nach dem Monde senden, aber die sowohl im Sinne der Richtung als 

 der Intensität stattfindende Verschiedenheit der Wirkungen, welche Erde und 

 Alond gemäss ihrer Entfernung von einander und ihrer jedesmaligen relativen 

 Lage zur Sonne von der Anziehungskraft der letzteren erfahren, bringt in 



