DE PARALLAXIS DER ZON EN DE PLANEET EROS. 
23 
Door parallaxis van de zon zal men dus in het algemeen hebben 
te verstaan : het verschil in richting , waarin men uit twee verschil- 
lende plaatsen op aarde het middelpunt van de zon ziet ; dus ook 
den hoek , waaronder uit dit middelpunt die twee standpunten gezien 
worden. Maar op deze wijze beschouwd zou zeker de parallaxis der 
zon niet die bepaalde grootheid zijn , die zij , blijkens hetgeen vooraf- 
gaat, wezen moet. Door »de parallaxis der zon” verstaat men dan ook 
meer bepaaldelijk den hoek , waaronder de straal van den aequator bij 
zonsondergang uit het middelpunt der zon gezien wordt. Zij zou dan 
ook eigenlijk de horizontale aequatoriale parallaxis der zon moeten 
heeten , wat echter , daar ieder wien het aangaat de bedoeling kent , 
noodeloos omslachtig zijn zou. 
Zoo is dan wat men de parallaxis der zon noemt de tophoek van 
een driehoek , die rechthoekig is in de plaats van waarneming en die 
tot basis den straal van den aequator heeft. Bij den grooten afstand 
der zon , in verhouding tot den aardstraal , moet die tophoek wel 
zeer klein zijn : nog geen negen sekonden , zooals wij reeds boven zeiden. 
Het is duidelijk dat men deze parallaxis niet rechtstreeks bepalen 
kan ; daartoe toch zou een van de beide waarnemers zich in het 
middelpunt der aarde moeten plaatsen. En al is het nu geen moeilijk 
vraagstuk , uit het verschil in richting waarin men uit twee willekeurige , 
ver van elkander verwijderde punten op aarde het middelpunt der 
zon ziet , hare zoo even bepaalde parallaxis af te leiden , zoo is toch 
de bepaling van dat verschil in richting aan fouten onderhevig , die 
eene zoo kleine grootheid voor een te groot deel van haar geheel in 
het onzekere laat. Men heeft dan ook , om aan dit bezwaar te gemoet 
te komen , in den loop der eeuwen verschillende methoden uitgedacht 
en daaronder ééne , waarop wij , in het verband van deze beschouwing , 
de aandacht hebben te vestigen. 
De onderlinge verhouding van de afmetingen van het planetenstelsel 
is, wij zeiden het boven reeds, met groote nauwkeurigheid bekend. 
Als men dus van eenig hemellichaam , dat aanmerkelijk nader bij de 
aarde komt dan de zon , het zooveel grooter verschilzicht , en daar- 
mede zijnen afstand, door waarneming bepaalt, dan zal men door 
berekening tot den afstand der zon en daardoor tot hare parallaxis 
kunnen komen ; en op dat zooveel grooter verschilzicht zullen de 
fouten der waarneming zooveel minder zwaar drukken. 
Wij kunnen hier niet in bijzonderheden treden omtrent de wijze, 
waarop men tot zoodanige bepaling kan geraken , veel minder omtrent 
