lieber die Bestimmung der Abstände der Himmelskörper von der Erde. 9 



Er maass die Veränderungen, welche die Oerter eines Kometen an der 

 Himmelskugel erfuhren, wenn er sie womöglich innerhalb desselben Tages 

 sowohl in der Nähe des westlichen als des östlichen Horizontes, also von 

 den möglichst weit von einander entfernten, äussersten östlichen und west- 

 lichen Standpunkten, die man durch die Drehung der Erde erreichen konnte, 

 bestimmte. Hierbei musste er natürlich die in der Zwischenzeit erfolgte 

 "VVinkelbewegung am Himmel, welche der Komet — sowohl durch seine 

 eigene Bewegung im Himmelsraume, als auch durch die parallaktische "Wir- 

 kung der gleichzeitigen Bewegung der Erde in ihrer Bahn um die Sonne 

 — erfuhr, in Rechnung bringen. 



Dafür gab es aber eine hinreichende genäherte Bestimmung, wenn man 

 den Kometen ausser in entgegengesetzten westlichen und östlichen Drehungs- 

 phasen der Erde hinreichend oft zu aufeinanderfolgenden Malen auch in 

 einer und derselben Drehungsphase der Erde beobachtete und daraus die 

 Oerter desselben am Himmel für die dazwischen liegenden Zeitpunkte der 

 in entgegengesetzten Drehungsphasen stattfindenden Standorte des Boabach- 

 ters einschaltete. Aus der Vergleichung der eingeschalteten mit den wirk- 

 lich beobachteten Oertern des Kometen ergab sich alsdann die parallaktische 

 Wirkung der in Theilen des Erdhalbmessers auszudrückenden Ortsverände- 

 rung, welche der Beobachter selbst durch die Drehung der Erde erfahren 

 hatte, und daraus das Verhältniss der Entfernung des Kometen zum Erd- 

 halbmesser. 



Nach dieser in der Folge auch von Tycho v. Brahe angewandten Me- 

 thode des Begiomontan, nur in etwas verfeinerter Anordnung mit Hülfe der 

 eben erfundenen Pendeluhr, sollte auch in den Jahren 1672 und 73 von 

 einer besonderen — auch mit Rücksicht auf die grösseren Dimensionen, 

 welche die Parallelkreise in der Nähe des Aequators haben, also auf die 

 grösseren dort durch die Drehung der Erde herzustellenden Standlinien — 

 nach Cayenne entsandten französischen Expedition die Entfernung des Pla- 

 neten Mars in einer seiner Erdnähen bestimmt werden, um daraus in 

 einer unten näher zu eröx'ternden Weise auch die Dimensionen der Bahnen 

 der übrigen Planeten und die der Erdbahn selbst und damit die Sonnen- 

 Parallaxe abzuleiten. 



Nachdem in dieser Bestimmung der Sonnen-Parallaxe und einigen ähn- 

 lichen Versuchen, die ihr bis zur Mitte des 18. Jahrhunderts folgten, die 

 Methode der Benutzung der Drehung der Erde zur Hervorbringung parallak- 

 tischer Wirkungen eine Art von Gipfelpunkt erreicht hatte — man hat sie 

 erst viel später u. A. im Jahre 1862 bei einer ähnlichen Ausnutzung einer 

 besonderen Erdnähe des Planeten Mars wieder aufgenommen — trat die 

 zweite Methode (pag. 7) von der Mitte des 18. Jahrhunderts ab in den 

 Vordergrund. 



Man richtete alsbald, insbesondere zur genauesten Bestimmung der Ent- 

 fernung des Mondes, eine korrespondirende Beobachtungsstation am Vor- 

 gebirge der guten Hoffnung ein und beobachtete sodann möglichst gleich- 

 zeitig, d. h. lange Zeiträume hindurch, so oft der Himmel wolkenfrei war, 

 den Abstand des Mondes von den Himmelspolen beim Durchgange durch die 

 Mittagsebene erst in Berlin, dann in Paris, Greenwich und am Vorgebirge 

 der guten Hoffnung. 



Diese liis in die neueste Zeit hinein fortgeführten, seit nunmehr etwa 

 40 Jahren durch Errichtung einer festen Sternwarte an dem genannten Vor- 

 gebirge unterstützten Messungen, bei welchen die z. B. zwischen der Stern- 

 warte zu Greenwich und der Sternwarte am Kap gezogene Grundlinie des 



