—— die Horizontalparallare der Sonne, ſo iſt die Entfernung der Erde von der Sonne die Hypotenuſe eines rechtwinkligen Dreiecks, deſſen kleinere Kathete der Halbmeſſer der Erdh und der dieſer Kathete gegen⸗ überliegende Winkel die Horizontalparallaxe iſt, alſo(Figur 4). A0 860

68— sin Asc— 8in 8,964= 19789200 geogr. Meilen.

2) Beſtimmung der Sonnenentfernung durch die Mondgleichungen.

Die Bewegung des Mondes hängt theilweiſe von ſeiner Entfernung von der Erde, aber auch von der Entfernung der Sonne von der Erde ab. Schon ſeit den früheſten Zeiten ſuchte man die Bahn des Mondes genau zu beſtimmen, beſonders ſeitdem man zur Beſtimmung der geographiſchen Länge auf der See den Mond anwandte. Halley, Tobias Mayer, Euler, Laplace, Burkhardt und be⸗ ſonders Hanſen beſchäftigten ſich mit genauen Unterſuchungen über den Mondlauf und ſtellten Tafeln auf, nach denen die Vorausberechnungen des Mondlaufes in den aſtronomiſchen Jahrbüchern ausgeführt wurden. Durch die Sonne wird die Bahn des Mondes länglich ausgezogen, aber an der der Sonne zunächſt liegenden Seite mehr als an der gegenüberliegenden; dieſe letztere Unregelmäßigkeit hängt ab von dem Verhältniß der Entfernung der Sonne und des Mondes, alſo auch von dem Verhältniſſe der Parallaxen und aus dieſer ſogenannten parallaktiſchen Ungleichheit des Mondes hat Hanſen mit ſehr großer Genauigkeit die Parallaxe der Sonne abgeleitet und dieſelbe zu 8,97“ gefunden. Auch Leverrier beſtimmte aus theoretiſchen Betrachtungen und Rechnungen über die Bahnen der Planeten und die gegenſeitigen Störungen derſelben die Sonnenparallare zu 8,96“. Aus dieſen und andern Reſultaten hat H. J. Klein das Mittel geſucht und ſo die Sonnenparallaxe zu 8,915“ gefunden, wo⸗ raus eine mittlere Sonnenentfernung von 19,9 Millionen Meilen folgte.

3) Beſtimmung der Entfernung der Sonne von der Erde aus der Geſchvindigkeit des Lichtes.

Die Verſuche, welche früher angeſtellt wurden, um die Geſchwindigkeit des Lichtes zu meſſen, konnten kein Reſultat liefern, weil die Entfernungen auf der Erde, die das Licht zu durchlaufen hatte, zu klein waren. Nachdem Galilei die Jupiters⸗Trabanten entdeckt hatte, ſuchte man durch fortgeſetzte Beobachtungen derſelben und ihrer Verfinſterungen durch den Schatten des Jupiters ihre Bahnen zu beſtimmen und im Voraus die Zeiten der Verfinſterungen zu berechnen. Galilei, Reineri, Caſſini und andere Aſtronomen beobachteten fortwährend dieſe Trabanten, und Caſſini ſtellte die Reſultate in Tafeln zuſammen, welche zur Beſtimmung der Meereslänge benutzt wurden. Der däniſche Aſtronom Olav Römer verglich im Jahre 1675 eine Reihe der Caſſiniſchen Beobachtungen und mehrere von ihm ſelbſt angeſtellte mit den Vorausberechnungen aus den genauen Tafeln und machte aus den Abweichungen zwiſchen Beobachtung und Berechnung die wichtige Entdeckung, daß das Licht, welches von einem leuch⸗ tenden Körper ausgeht, nicht plötzlich an einem entfernten Orte erſcheint, ſondern eine beſtimmte Zeit braucht, um den Weg zurückzulegen, und daß es möglich iſt, die Geſchwindigkeit des Lichtes zu beſtim⸗ men. Aus den Beobachtungen Caſſinis ergab ſich, daß die Verfinſterungen der Jupiters⸗Trabanten ſich in beſtimmten Zeitintervallen wiederholten. Man fand z. B. die Zeitdauer zwiſchen zwei auf einander folgenden Austritten zu 42 Stunden 30 Minuten. Nach Verlauf von 11 Jahren 10 Monaten, der Umlaufzeit des Jupiters, wiederholte Römer die Beobachtung jener Zeitdauer, eben als der Planet ſich