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Pendel derart in Bewegung verſetzt, daß ſie in jeder Secunde um den Winkelwerth eines Zahnes ſich dreht und eine neue Stelle exponirt. Hat die Scheibe 180 Zähne, ſo erhält man 180 Photographien der Contactſtelle. Man wird daher die Photographien 1½ Minute vor dem vermutheten Contacte an⸗ fangen können. Wenn die Reihe, welche dem erſten Contacte entſpricht, hergeſtellt iſt, entfernt man die empfindliche Scheibe und erſetzt ſie durch eine andere für den zweiten Contact und ſo fort für alle vier Contacte.

Das Verfahren, die Momente des Eintritts der Venus in die Sonnenſcheibe und ihres Aus⸗ tritts ſpectroscopiſch genau zu beſtimmen, beruht darauf, daß man vor der unmittelbaren Berührung der Sonnenſcheibe durch den dunklen Planeten ſchon die Verdunkelung der Chromoſphäre wahrnehmen kann. Richtet man nämlich ein Spectroscop auf die Stelle der Chromoſphäre, wo der Contact eintreten wird, ſo ſieht man anfangs die hellen Linien der Sonnenatmoſphäre in ihrer ganzen Höhe. Nähert ſich die Venus dem Sonnenkörper, ſo verdeckt er zuerſt die oberen Enden dieſer Linien und man kann alsdann das Vorrücken des dunklen Körpers bis zur Baſis der Chromoſphäre oder bis zum Eintritt der Berührung mit dem eigentlichen Körper der Sonne verfolgen. Hieraus geht klar hervor, daß man auf dieſe Art den Moment des Contacts beſtimmter meſſen kann, wie bei der directen Beobachtung, bei welcher die Berührung der erſte wahrnehmbare Eindruck iſt.

Zu den Diſtanzmeſſungen gebraucht man hauptſächlich das 1748 von Bouguer erfundene und von Dollond, Fraunhofer und Steinheil verbeſſerte Heliometer, welches zu beliebiger Zeit während des Durchgangs der Venus anwendbar iſt. Daſſelbe beſteht aus zwei durch Mikrometerſchrauben verſtell⸗ baren halbkreisförmigen Hälften des Objectivglaſes, wodurch zwei Bilder deſſelben Geſtirns entſtehen, die ſich in gleicher Weiſe bewegen. Das Heliometer dient bei dem Venusdurchgang zur Meſſung der Abſtände des Mittelpunktes der Venus vom Mittelpunkt der Sonnenſcheibe, des Randes der Venus vom Rande der Sonne und ermöglicht namentlich auch die Meſſung der größten Annäherung des Venus⸗ mittelpunktes an den Sonnenmittelpunkt. Aus den Ergebniſſen werden die Lagen der Sehnen, die parallaktiſche Verſchiebung ꝛc. berechnet.

Die Venusvorübergänge ſind ſeltene Erſcheinungen und erſt nach der Erfindung des Fernrohrs beobachtet werden, weil der ſcheinbare Durchmeſſer der Venus etwas über eine Minute beträgt, alſo die Venus mit dem bloßen Auge auf der Sonnenſcheibe ſchwer wahrzunehmen iſt. Keppler berechnete zuerſt nach den von ihm conſtruirten ſogenannten Rudolfiniſchen Tafeln einen Vorübergang der Venus vor der Sonnenſcheibe und ſagte denſelben für den 6. Dezember 1631 voraus, welchen Vorübergang er ſelbſt nicht erlebte und der auch nirgends geſehen wurde. Erſt der Vorübergang im Jahre 1639 wurde be⸗ obachtet, allein man kannte damals die Methode noch nicht, nach welcher aus dieſer Erſcheinung mit ſo großer Genauigkeit die Entfernung der Erde von der Sonne berechnet werden kann, und welche erſt Halley im Jahre 1691 erfand.

Wenn die Venus vor der Sonnenſcheibe vorübergeht, ſo ſteht die Venus nahe der Ekliptik, hat alſo gleiche Länge und faſt gleiche Breite mit der Sonne. Die Zeit, welche die Venns gebraucht, um von einer Conjunction oder Oppoſition zur andern zu kommen, heißt die ſynodiſche Umlaufszeit und beträgt 583 Tage 22 Stunden oder nahe 1 Jahre. Die Venus nimmt daher nach 1 ⅜ Jahren ziemlich nahe dieſelbe Stellung zur Sonne wieder ein und in 8 Jahren finden 5 untere Conjunctionen oder ſynodiſche Umläufe ſtatt; deshalb iſt auch nach 8 Jahren faſt an demſelben Tage die Venus wie⸗ der Abend⸗ oder Morgenſtern.

Bewegte ſich die Venus in der Ekliptik, ſo würde nach 1 ⅞ Jahren ſtets ein Vorübergang vor der Sonnenſcheibe erfolgen; allein die Venusbahn iſt gegen die Ekliptik um 3⁰23 geneigt und die

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