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Parallaxe (Bestimmung durch Venusdurchgänge). 
aber erscheinen sie im Fernrohr als Punkte, 
wodurch eine schärfere Einstellung und 
Messung ermöglicht wird. Galle machte 
zuerst darauf aufmerksam, daß der Plane 
toid Flora im Oktober und November 
1873 der Erde bis auf 0,87 Sonnenfernen 
nahekomme, und daß seine Beobachtung 
in dieser Stellung ein gutes Mittel zur 
Bestimmung der Sonnenparallare biete. 
Auf diese Anregung hin wurden auf ver 
schiedenen Sternwarten der nördlichen 
und südlichen Erdhälfte Florabeobach 
tungen angestellt, aus denen Galle den 
Wert 8,879" für die Sonnenparallare be 
rechnete. Ebenso hat Lord Lindsay aus 
Beobachtungen der Juno in ihrer größten 
Erdnähe im Herbst 1874 (Abstand 1,03 
Sonnenweite) den Wert 8,77" berechnet. 
In neuester Zeit hat endlich W i n n e ck e 
den Vorschlag gemacht, die Bedeckung klei 
ner Fixsterne durch die Venus an verschie 
denen Orten zu beobachten und aus den 
sich herausstellenden Verschiedenheiten die 
P. der Venus, aus dieser dann die der 
Sonne zu berechnen. Derselbe Planet, die 
Venus, hat bereits früher in andrer Weise 
zu dem gleichen Zweck gute Dienste ge 
leistet, wie wirjetzt näher anzugeben haben. 
Sta- 6. 
Halleys Methode zur Bestimmung der Sonnenparallaxe. 
Die erste Bestimmung der Sonnenpa 
rallare aus Oppositionöbcobachtungen des 
Mars batte ein Resultat geliefert, welches 
der Wahrheit sehr nahe kam. Dessenun 
geachtet wurde die Richtigkeit desselben 
vielfach in Zweifel gezogen, und man griff 
daher gern zu einem andern Hilfsmittel 
zur Bestimmung dieses wichtigen Ele 
ments. Sckon 1663 hatte der englische 
Mathematiker James G r e g o r y in seiner 
Schrift »Option promotn« auf die Mög 
lichkeit aufmerksam gemacht, die untern 
Planeten Merkur und Venus zu diesem 
Zweck zu benutzen; aber diese glückliche 
Idee wäre wohl von den Astronomen nicht 
beachtet worden, hätte nicht Edmund 
H a l l e y, zuerst in einem 1677 von St. He 
lena aus an Sir JonaS Moore gerichteten 
Brief und nachher in ein paar 1691 und 
1716 in den Schriften der Königlichen Ge 
sellschaft inLondon veröffentlichtenAbhand- 
lungen, die Wichtigkeit dieser Methode in 
das rechte Licht gestellt. Jene beiden Pla 
neten kehren uns, wenn sie am nächsten 
bei uns stehen, ihre dunkle Seite zu; wir 
können sie daher nicht sehen, außer wenn 
sie gerade vor der Sonnenscheibe stehen 
und als kleine schwarze Scheiben vor der 
selben vorüberziehen. Diese sogen. »Durch 
gänge« der Venus und des Merkur durch 
die Sonne müssen nun je nach dem Stand 
punkt des Beobachters auf der Erdober 
fläche verschieden erscheinen, und hierin 
liegt eben ein Mittel zur Bestimmung der 
Sonnenparallare. Doch sind nur die 
Venusdurchgänge dazu geeignet, da Mer 
kur auch zur Zeit eures Durchgangs zu 
weit von der Erde entfernt ist. 
Halley ging von dem einfachen Ge 
danken aus, daß zlvei Beobachter, ^.und B 
(Fig. 6), auf der Erde, deren Standorte 
möglichst weit in Rich 
tung der Breite vonein 
ander entfernt sind, die 
Venus V an verschie 
denen Stellen über die 
Sonnenscheibe 8 gehen 
sehen, wie dies in Fig. 
3 angedeutet ist (links 
von der Seite, rechts 
von vorn gesehen). 
Während für den Be 
obachter in A die Venus sich als ein 
schwarzer Punkt längs der Sehne DE be 
wegt , beschreibt sie für den Beobachter in 
B die Sehne GF. Da letztere weiter vom 
Mittelpunkt der Sonnenscheibeentferntist, 
so ist sie kürzer als DE, und der Beobachter 
in B sieht daher die Venus weniger lange 
vor der Sonne als der in A. Aus dem Ver 
hältnis der Zeiten, während welcher A und 
B die Venus auf der Sonne sehen, undaus 
dem Breitenunterschicd der Orte A und B 
läßt sich nun der Unterschied der Parall 
axen von Venus und Sonne und daraus