Ueber die Bestimmung der Abstände der Himmelskörper von der Erde. 7 



Anforderungen hinreichende Genauigkeit mehr bieten, hauptsächlich in zwei 

 Gruppen : 



1) Messungen der scheinbaren Orts Veränderungen am Himmelsge- 

 wölbe, welche das Objekt, dessen Entfernung zu bestimmen ist, erfährt durch 

 diejenigen Orts Veränderungen des Beobachters selbst, welche von der 

 Drehung der Erde hervorgebracht werden, somit nach Richtung und Grösse 

 leicht bestimmbar und in den Maassen des Erdkörpers ausdrückbar sind. 



2) Messungen der Abstände der verschiedenen Oerter am Himmels- 

 gewölbe, an welchen das Objekt, dessen Entfernung zu ermitteln ist, in 

 einem und demselben Zeitpunkte von verschiedenen Beobachtungsstationen 

 aus, deren gegenseitige Lage nach Richtung und Abstand bestimmbar und 

 in den Maassen des Erdkörpers ausdrückbar ist, gesehen wird. 



Beide Methoden fliessen bei Bestimmungen von Entfernungen auf der 

 Erde selbst, zumal bei relativ ruhenden Objekten, in eine zusammen, denn 

 es ist bei einer solchen irdischen Dreiecksmessung im Allgemeinen gleich- 

 gültig, ob die "Winkel an den beiden Endpunkten der Stand- oder Grundlinie 

 gleichzeitig von zwei verschiedenen Beobachtern oder nach einander von dem- 

 selben Beobachter gemessen werden. 



Bei ausserirdischen Entfernungsbestimmungen indessen sind obige Unter- 

 scheidungen erheblich, da man es bei ihnen stets mit relativ bewegten Ob- 

 jekten und mit mehreren Arten von Bewegungen des Standortes, z. B. ausser 

 mit der täglichen Drehung auch noch mit der jährlichen Bewegung der Erde 

 zu thun hat, wobei natürlich eine nahe Gleichzeitigkeit der Beobachtungen an 

 zwei möglichst weit von einander abstehenden Stationen grosse Vorzüge 

 bietet, während andererseits die Schwierigkeiten der sicheren Erzielung mög- 

 lichst gleichartiger korrespondirender Messungen verschiedener von einander 

 weit entfernter Beobachter in vielen Eällen für die Benutzung der Drehung 

 der Erde zum bequemsten, billigsten und schnellsten Transport eines und 

 desselben Beobachters von einem Ende einer grossen irdischen Standlinie 

 zum andern den Ausschlag gegeben haben. 



Letztere Methode hat danach in der That bis zum Ende des 17. Jahr- 

 hunderts fast ausschliessliche Anwendung gefunden. Sie ist auch dem Princip 

 nach die einzige, welche bei der Erweiterung der parallaktischen Probleme 

 über die irdischen Standlinien hinaus, nämlich bei den ersten Ausmessungen 

 der Planeten-Bahnen und der Fixstern-Entfernungen durch die parallaktischen 

 "Wirkungen unserer Bewegung um die Sonne (jährliche Parallaxe), sowie bei 

 der ferneren Ausmessung der Fixstern-Bäume durch die parallaktischen "Wir- 

 kungen der Bewegung des ganzen Sonnensystems (Säkular-Parallaxe) zur An- 

 wendung kommt, weil uns ausserhalb der Erde die korrespondirenden Be- 

 obachter noch gänzlich fehlen. 



In einer eigenthümlichen Form wurde diese Methode zuerst von Ptole- 

 rnäus zur Bestimmung der Entfernung des Mondes angewandt. 



Korrespondirende astronomische Beobachtungen an entfernten Punkten 

 der Erde, wie wir sie jetzt in gewöhnlichen Fällen durch das Zusammen- 

 wirken der Astronomen aller Erdtheile verhältnissmässig leicht erlangen, wie 

 sie sogar regelmässig einen Theil des Arbeitsplanes gewisser nördlichen und 

 südlichen Sternwarten bilden, vermochten die Astronomen Alexandrias eben 

 noch nicht zu beschaffen. Dafür aber hatte Alexandria gerade mit Bezug 

 auf die durch den Erdmittelpunkt gehende Ebene der Mondbahn eine beson- 

 ders günstige Lage. 



In den Zeiten nämlich , in welchen diese Bahnebene ihre stärkste Nei- 

 gung gegen die Ebene des Erdäquators hatte, lag Alexandria bei einer be- 



