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Sonnenparallaxe 9,5“, woraus ſich eine Sonnenentfernung von 21712 Erdradien oder 18672320 geographiſche Meilen ergab. Später fanden Caſſini und Römer auf dieſelbe Art 9,8“. Maraldi leitete aus den Marsoppoſitionen von 1704 und 1709 die Sonnenparallaxe zu 10“ ab, Bradley fand einen noch größeren Werth, und Lacaille erhielt durch die Marsbeobachtungen von 1751 ſogar eine Parallaxe von 10,71. Halley machte 1691 auf die Wichtigkeit der Venusdurchgänge für die Beſtimmung der Entfernung der Erde von der Sonne aufmerkſam, und es wurde nach dieſer Methode aus dem Durch⸗ gange von 1761 eine Parallaxe von 8— 9“, aus dem Durchgange von 1769 eine ſolche von 8,4— 8,8“ gefunden. Enke berechnete 1835 aus ſämmtlichen zuverläſfigen Beobachtungen eine Parallaxe von 8,57116“, der eine mittlere Entfernung der Erde von der Sonne von 20682300 geogr. Meilen ent⸗ ſprach, während aus den neueren Werthen von Leverrier, Hanſen, Winneke, Foucault, Stone, Hall und Powalky gefundenen Werthen nach Newcomb's Berechnung die Parallaxe ſich zu 8,85“, die mittlere Entfernung der Sonne zu 20023000 geogr. Meilen ergiebt. Die Unſicherheit dieſes Reſultats über⸗ ſteigt aller Wahrſcheinlichkeit nach nicht ½ Secunde oder 100000 geogr. Meilen.

Nach dieſen Reſultaten erwartet die ganze aſtronomiſche Welt mit Spannung die beiden ſchon oben erwähnten Venusdurchgänge vom 9. Dezember d. J. und 6. Dezember 1882. Es iſt gegründete Hoffnung vorhanden, daß diesmal die Sonnenparallaxe, ſoweit es von den vervollkommneten Beobachtungs⸗ mitteln abhängt, definitiv bis auf wenige Hundertſtel der Bogenſecunde feſtgeſtellt werden wird.

Zur Beſtimmung der Entfernung der Sonne von der Erde kennt man 4 Methoden: 1) die Parallaxenbeobachtung des Planeten Mars, 2) die Mondgleichungen, 3) die Lichtgeſchwindigkeit und 4) die Venusvorübergänge.

1) Beſtimmung der Entfernung der Sonne durch Parallaxenbeobachtung.

Unter Parallaxe verſteht man bekanntlich die Entfernung zweier ſcheinbaren Oerter eines ent⸗ fernten Gegenſtandes. Stellt man ſich vor, ein Stern ſei vom Mittelpunkte der Erde aus beobachtet, ſo würde man den ſo gefundenen Ort den wahren nennen, während der von der Erdoberfläche geſehene Ort des Sternes am Himmel der ſcheinbare genannt wird. Der Unterſchied zwiſchen dem ſcheinbaren und dem wahren Orte heißt in der Aſtronomie ebenfalls Parallaxe, welche auch dazu dient, um aus dem wahren Ort den ſcheinbaren zu beſtimmen. Die Parallaxe verſchwindet, wenn beide Beobachter den Stern im Zenith wahrnehmen, ſie iſt am größten, wenn der auf der Erdoberfläche ſich befindende Be⸗ obachter den Stern im Horizont ſieht. Im letzten Falle nennt man ſie auch Horizontalparallaxe und wendet dieſe allgemein zur Beſtimmung der Entfernung der Planeten und des Mondes an. Könnte man zur Zeit der mittleren Entfernung der Erde von der Sonne dieſe von dem Mittelpunkte der Erde aus und gleichzeitig aus einem Punkte auf der Erde, für welchen die Sonne im Horizont ſtände, beob⸗ achten, ſo wäre der Unterſchied zwiſchen dem wahren und dem ſcheinbaren Orte die mittlere Horizontal⸗ parallaxe der Sonne. Dieſelbe iſt dem kleinen Winkel gleich, unter welchem von der Sonne aus der Halbmeſſer der Erde erſcheint.

Nimmt man auf der Oberfläche der Erde zwei Punkte an, welche ſich in einer bedentenden Entfernung von einander befinden, und kennt man die Größe des Erdhalbmeſſers, ſo läßt ſich die Parallaxe eines Planeten, deſſen Entfernung man ſucht, nach der ſchon von Hipparch angegebenen Me⸗ thode auf folgende Weiſe beſtimmen. Beobachtet man zu derſelben Zeit an den beiden vorhin erwähnten Oertern die Zenithdiſtanzen des Planeten, ſo ergeben ſich hieraus auch die Nebenwinkel an den ver⸗ längerten Halbmeſſern. Die beiden letzten Winkel liegen den Entfernungen des Planeten von einem

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