durch welches Wheatſtone die Geſchwindigkeit der Electricität mit Huͤlfe von Drehſpiegeln ermittelt hatte. Er beſtellte im Jahre 1848 bei dem Mechaniker Breguet einen Apparat nach dem Vorbilde des Wheatſtoneſchen, wurde aber durch ein Augenleiden verhindert, die Ausführung der Beobachtungen ſelbſt zu übernehmen.

Zuverläſſigere Reſultate über die Geſchwindigkeit des Lichtes erhielt der Phyſiker Foucault, welcher im Jahre 1853 mit einem von dem Mechaniker Froment conſtruirten Apparate in der Pariſer Akademie Verſuche anſtellte, um die Geſchwindigkeit des Lichtes zu beſtimmen. Derſelbe ließ Sonnen⸗ licht von einem mit Strichen von 0,1 Millimeter Entfernung verſehenen Silberſpiegel reflectiren, ließ dann das Strahlenbündel über einen drehbaren ebenen und fünf Hohlſpiegel durch Reflection hin⸗ und zurückgehen. Befand ſich der Hohlſpiegel in Ruhe, ſo fiel das Bild der Silberſtriche auf dieſe ſelbſt; durch ein Microscop erſchienen daher die Silberſtriche unverändert in ihrer früheren Zahl und Lage. Wurde aber der drehbare Spiegel ſo ſchnell gedreht, daß der Lichtſtrahl bei der Rückkehr von den fünf Hohlſpiegeln eine andere Richtung hatte, als bei dem Hingange deſſelben, ſo mußte nothwendig das Bild der Silberſtriche auf dem Silberſpiegel an einer andern Stelle als dieſe ſelbſt erſcheinen. Foucault be⸗ ſtimmte nun aus dem Abſtande des Bildes von den Strichen, ſowie aus der Größe der Drehung des Spiegels die Zeit für den Hin⸗ und Rückweg des Lichtes und fand hieraus die Geſchwindigkeit des Lichtes zu 40159 geographiſchen Meilen in der Secunde.

Kennt man aber die Geſchwindigkeit des Lichtes und die Zeit, welches daſſelbe gebraucht, um von der Sonne zu uns zu gelangen, ſo kann man auch leicht die Entfernung der Erde von der Sonne beſtimmen. Nimmt man alſo die Geſchwindigkeit des Lichtes zu 40159 geogr. Meilen in der Secunde und die Zeit, welche daſſelbe gebraucht, um von der Sonne zu uns zu gelangen, nach neueren Beob⸗ achtungen von Delambre zu 8 Minuten 13,2 Secunden= 493,2 Secunden an, ſo iſt die Entfernung der Erde von der Sonne= 493,2. 40159= 19806419 geogr. Meilen.

4) Beſtimmung der Sonnenentfernung durch die Venusvorübergänge.

Unter den Planeten gibt es drei, welche uns zu beſtimmten Zeiten beträchtlich näher kommen können als die Sonne: der Merkur, der Mars und die Venus. Wir haben oben geſehen, wie man die Marsparallaxe beſtimmt hat, und können daraus auch die Sonnenparallaxe beſtimmen; denn da die theoretiſche Aſtronomie genau die Verhältniſſe der Entfernungen der Planeten von der Erde zu der Ent⸗ fernung der Erde von der Sonne angiebt, ſo läßt ſich, wenn eine Planetenparallaxe bekannt iſt, hieraus die Sonnenparallaxe berechnen, weil bei den kleinen Werthen der Parallaxen dieſe ſich wie die Entfernungen von der Sonne verhalten. Da der Mars uns im guünſtigſten Falle etwa 2 ½ mal näher kommen kann, als die Sonne, ſo wird auch der Fehler, welcher in der Marsparallaxe begangen wird, bei der Sonnenparallaxe 2 ½ mal kleiner ſein. Der Merkur kommt uns, wenn er

zwiſchen Sonne und Erde tritt und mit der Sonne ſeine untere Conjunction hat, etwa 1 ½ mal näher als die Sonne; haben wir, alſo die Merkurparallaxe beſtimmt, ſo brauchen wir dieſelbe nur durch 1 ½ zu dividiren, um die Sonnenparallaxe zu erhalten. Die Venus kann uns, wenn ſie mit der Sonne in Conjunction iſt, 4 mal näher kommen als die Sonne, und man müßte alſo, um die Sonnenparallaxe zu erhalten, die Venusparallaxe durch 4 dividiren. Merkur und Venus ſenden uns aber kein Licht zu, wenn ſie in ihrer untern Conjunction ſich befinden, weil ſie uns in dieſer Stellung ihre dunklen Hälften zukehren, daher wir dieſelben nur dann ſehen, wenn ſie vor der Sonnenſcheibe vorübergehen und uns alsdann als kleine dunkle Scheiben vor der Sonnenſcheibe erſcheinen. Nun nehmen aber wegen der