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so kennt man auch diese Grössen selbst 
a b 
X = 
Eine einfache Zeichnung wird hinreichen , zu zeigen , dass 
die Unterschiede der Dauer dieser Durchgänge, so wie der ab 
soluten Zeiten der Ein- und Austritte, für die verschiedenen Orte 
der Oberfläche der Erde sehr verschieden seyn müssen. Ein Beob 
achter z. B. der auf der Westseite der beleuchteten Hälfte der 
Erde ist, wird den Eintritt der Venus in den östlichen Rand der 
Sonne viel später sehen, als man ihn aus dem Mittelpuncte der 
Erde sehen würde; und ein zweyter Beobachter, der auf der Ost 
seite der beleuchteten Hälfte der Erde ist, wird den Eintritt viel 
eher sehen, als aus dem Mittelpuncte der Erde. Für jenen ersten 
Beobachter hat die tägliche Bewegung der Erde eine der Bewe 
gung der Venus, die von Ost nach West geht, entgegengesetzte 
Richtung, daher erscheint ihm die relative Bewegung der Venus 
geschwinder, oder die Dauer des Durchgangs kürzer, als für den 
Mittelpunct der Erde. Für den zweyten Beobachter aber, der vor 
Sonnenuntergang den Eintritt, und nach ihrem Aufgange den 
Austritt sieht, sind die Richtungen beyder Bewegungen diesel 
ben, also die relative Bewegung der Venus langsamer, und da 
her die Dauer des Durchganges grösser, als für den Mittelpunct 
der Erde. Da aber die Unterschiede dieser Dauer des Durchgan 
ges blosse Wirkungen der Parallaxe sind, so muss sich aus die 
sen Wirkungen auch ihre Ursache, oder die Parallaxe selbst, be 
stimmen lassen. Um zu sehen , mit welcher Genauigkeit die Pa 
rallaxe durch diese Beobachtungen gefunden werden könne , be 
merke man, dass den 3 . Junius 1769 der grösste Unterschied der 
Dauer der Venusdurchgänge an den verschiedenen Ortender Ober 
fläche der Erde nahe 25 Minuten , oder i 5 oo Secunden in Zeit 
betrug. Ist aber die Sonnenparallaxe 8.5 Secunden , so würde 
jede Secunde Änderung dieser Parallaxe 176 Zeitsecunden , Än 
derung in dem beobachteten grössten Unterschiede der Dauer der 
Durchgänge hervorbringen. Nimmt man daher den grössten mög 
lichen Fehler der Beobachtung dieser Dauer zu 4 Zeitsecunden 
an, so wird man doch die Parallaxe bis auf den 44sten Theil ei 
ner Secunde , oder bis auf o",o2 genau erhalten , welche Genauig 
keit keine andere Methode, die Sonnenparallaxe zu finden, ge 
währt. Der grösste Unterschied der wirklich angestellten 
Beobachtungen in jenem Jahre war aber nur 18 Minuten, und es 
scheint, dass die Fehler derselben bis zehn Zeitminuten betrugen,