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Variation der Konstanten — Venus.
synodischerMonat oder!4,8Tage. Die Ur
sache der V. liegt in der Anziehung, welche
die Sonne auf den Mond übt; vgl.Störungen.
Variation der Konstanten, ein in
der Mechanik des Himmels gebräuchliches,
1772von La g r a n g e angegebenes Verfah
ren, welches darin besteht, daß man die
Größen, welche in der Lösung eines ein
fachern Problems unveränderlich (kon
stant) sind, bei der Lösung eines verwand
ten, aber komplizierter,, Problems als
veränderlich (variabel) voraussetzt.
Vellrda, Planetoid (126).
Venus, der unsrer Erde zunächst
stehende, innerhalb ihrer Bahn um die
Sonne laufende Planet.
Seine mittlere Entfernung von der
Sonne beträgt 0,72333 Erdbahnhalbmesser
oder 107,535,000 Irin — 14,49 Will.
geogr. Meilen. Die nahezu kreisförmige
Bahn, deren Exzentrizität nur 0,ooo84 be
trägt, wird in 224,70079 Tagen durchlau
fen. Sie ist unter einem Winkel von nur
3° 23,6' gegen die Ebene der Erdbahn ge
neigt. Für 1. Jan. 1850 betrug die mitt
lere Länge des Planeten 245° 33,2', die
Länge des Perihels 129° 27,2' und die
Länge deö aufsteigenden Knotens 75° 19,9'.
Da die Entfernung der V. von uns
zwischen 41 und 246 Mill. lern veränder
lich ist, so ändert sich auch der scheinbare
Durchmesser innerhalb sehr weiter Gren
zen, zwischen 9,5 und 62 Bogensekun
den. Heliometermessungen, welche Hart
wig in Straßburg 1876 ausgeführt, ha
ben für den scheinbaren Durchmesser in
der Entfernung Eins (mittlerer Abstand
der Erde von der Sonne) 17,666 ' ergeben,
währendMain in Oxford 1861 lind 1863:
17,582" und Kaiserin Leiden 1862—65:
17,409" erhielten; das Mittel aus diesen
drei Bestimmungen ist 17,552". Nimmt
man die Sonnenparallare zu 8,85" an,
so ergibt sich der wahre Durchmesser der
V. zu 0,992 Erddurchmesser oder 12,603
km — 1698,5 geogr. Meilen. Ihr Volu
men ist demnach 0,976 von dem der Erde.
Die Masse der V. betrögt Variso von
der der Sonne oder 0,787 von der der Erde,
ihre mittlere Dichte ist daher 0,806 von der
der letztern oder 4,5 von der Dichte des
Wassers. Die Intensität der Schwere ist
hiernach auf der V. 0,8 von der auf unsrer
Erde, und die Fallbeschleunigung beträgt
dort nur 7,8 na.
Für die Rotationsdauer der V. haben
sich aus den Beobachtungen sehr abwei
chende Werte ergeben. Domenico Cas
sini 1669 und Jacques Cassini 1732
fanden 24 Stund. 20 Min.; Bian-
chini aber, der den Planeten 1726 — 28
mit einem 88 Palmen (etwa 23 m) lan
gen Fernrohr beobachtete, schloß auf eine
Rotaiionsdauer von ungefähr 24 Tagen.
Schröter, welcher seit 1779 in Lilien
thal mit guten Instrumenten beobachtete,
leitete aus den Bewegungen verschiede
ner dunkler Flecke, die er auf der Pla
netenscheibe verfolgt hatte, eine Zeit
voil 23 Stund. 28 Min. ab. Wie wenig
Vertrauen diese Bestinlmung verdient, er
sieht man daraus, daß manche der Schrö-
terschen Beobachtungen auf eine nur we
nig gegen die Ekliptik geneigte Achse deu
ten,' andre wieder auf eine sehr stark
geneigte. Auch konnte'der ältere Herschel
trotz der ihm zu Gebote stehenden großen
Hilfsmittel keine Flecke auf der V. ent
decken, die eine Bestimmung der Rota
tionsdauer gestatteten. Beobachtungen
von Flaugergues von 1796 sollen nackAn-
gabe von Balz zu gunsten der Bianchini-
schen Bestimmung sprechen, wogegen 1801
Fritsch in Quedlinburg aus der regelmäßi
gen Wiederkehr einer von ihm beobachteten
Ausbuchtung am nördlichen Rand auf
eine Rotationsdauer von 23 Stund. 22
Min. schloß. Mäklers zahlreiche Beob
achtungen 1833 und 1836 führten zu
keiner bestimniten Zahl, doch schienen die
verhältnismäßig raschen Veränderungen
der Hörner der Lichtgestalt des Planeteil
einer etwa 24stündigen Rotationszeit
günstiger zu sein als der Bianchinischen.
Endlich bestimmte de Vico in Rom aus
Beobachtungen, die er 1839—42 anstellte,
die Daurr der Achsendrehung zu 23
Stund. 21 Min. 21,93 Sek. Diese bis
auf Hundertstelsekunden gehende Bestim-
inung hat allerdings manche Bedenken
gegen sich, ist aber die zuverlässigste, welche
wir besitzen.
Es ist eine Folge der Bewegung der V.
innerhalb der Erdbahn, daß sie sich nicht
