10
dieſer beiden Sehnen auf der Sonne ermitteln, ſo wird es auch leicht ſein, ihre Entfernung ab zu be⸗ ſtimmen. Aus den Planetentafeln kann man ſehr genau die Geſchwindigkeit der Venus während der Beobachtungszeit berechnen, man kann aber auch durch die Beobachtung die Zeit angeben, welche der Planet braucht, um die Sehnen ed und el zu durchlaufen, da ſie die Zeit der Dauer des Vorüber⸗ ganges iſt. Aus dieſer Zeit und der aus der Umlaufszeit bekannten Geſchwindigkeit ergeben ſich nun die Größen der beiden Sehnen. Vergleicht man nun dieſelben mit dem ſcheinbaren Durchmeſſer der Sonne, ſo ergiebt ſich auch ihre Lage auf der Sonnenſcheibe, alſo auch die Linie ab.
Die obige Vorausſetzung, die beiden Beobachtungsörter befänden ſich diametral gegenüber, alſo ihre Verbindungslinie ſei ein Durchmeſſer der Erde, iſt jedoch nicht nothwendig; man kann die Oerter auch ſo wählen, daß die ſie verbindende Linie eine Sehne iſt, welche ſenkrecht auf der Erdbahn ſteht. Man findet alsdann zunächſt die ſcheinbare Größe der Sehne, von der Sonne aus geſehen, und kann aus dem bekannten Verhältniſſe dieſer Sehne zum Erddurchmeſſer auch die ſcheinbare Größe dieſes letzteren beſtimmen. Man kann endlich auch die Beobachtungsörter ſo annehmen, daß die ſie verbindende Sehne nicht ſenkrecht auf der Erdbahn ſteht, wenn nur die aus beiden Oertern beobachteten Sehnen, welche die Venus auf der Sonnenſcheibe beſchreibt, nicht zu nahe an einander liegen. Die beiden Sehnen ed und el befinden ſich gewöhnlich auf der einen Hälfte der Sonnenſcheibe wie in Figur 6 und ihre ſcheinbare Entfernung von einander iſt etwa 45 Secunden, da der Durchmeſſer der Erde von der Sonne aus geſehen 17,2 Secunden und 17,2“. 2,7 gleich 45 Secunden iſt.
Die Methode Halley's, einen kleinen Winkel von 8,6 Secunden mit der größten Genauig⸗ keit zu ermitteln, iſt deßhalb ſo wichtig, weil die andern Methoden dieſen Zweck nicht erreichen, ſondern nur geeignet ſind, größere Werthe zu beſtimmen, wie die Parallaxe der Planeten oder die des Mon⸗ des; ſie würden, auf die Sonnenparallaxe angewendet, kaum eine erſte Annäherung an den wahren Werth ergeben. Die Halley'ſche Methode erſetzt die directe Meſſung der Sonnenparallaxe durch die beobachtete Dauer des Venusvorüberganges, welche von derſelben abhängt und ſich ſehr genau be⸗ ſtimmen läßt; ſie wendet die Zeit der Dauer einer Erſcheinung, die mehrere Stunden beträgt, zur Meſſung eines Winkels von einigen Secunden an. Es iſt dieſe Methode mit der Beſtimmung der Länge einer ſehr kleinen Linie zu vergleichen, welche darin beſteht, daß man dieſelbe mittelſt eines ſtark vergrößerten Microscops betrachtet und die Länge der ſo vergrößerten Linie mit einem in Millli⸗ meter getheilten Maßſtabe vergleicht, welche dann, durch die Vergrößerung des Microscops dividirt, die Länge der Linie angiebt.
Zur genauen Beſtimmung der Zeit, welche die Venus während ihres Vorüberganges vor der Sonnenſcheibe gebraucht, iſt die genaue Beſtimmung des Contactes von großer Wichtigkeit. Zu dieſer Beſtimmung dienen außer der directen Beobachtung einmal die photographiſchen Aufnahmen, dann die ſpectroscopiſche Beobachtung und endlich die Diſtanzmeſſung.
Was die photographiſche Beſtimmung des Contacts betrifft, ſo hat Janſſen eine Vorrichtung erſonnen, durch welche es möglich iſt, im Moment, wo der Contact eintreten ſoll, eine Reihe von Photographien in ſehr kurzen und regelmäßigen Zeitintervallen zu erhalten, ſo daß das photo⸗ graphiſche Bild dieſes Contacts nothwendig in der Reihe mit einbegriffen ſein muß. Dieſe Vorrichtung beſteht in Folgendem: Die empfindliche Platte hat die Geſtalt einer Scheibe und iſt auf einer gezahnten Scheibe befeſtigt, welche ſich um eine zur Axe des Fernrohrs parallele Are drehen kann. Die Scheibe iſt excentriſch, ſo daß die Bilder an ihrer Peripherie entſtehen. Vor ihr befindet ſich eine feſte Scheibe als Schirm, die nur eine kleine Oeffnung hat, welche der Stelle des Contacts am Sonnenkörper ent⸗ ſpricht. Die runde Platte mit der empfindlichen Scheibe wird nun auf elektriſchem Wege durch ein