Topographie des Planetensystems der Sonne. 
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Möglichkeit dieses 
lezügliches wahrge- 
ist auch sein Rand zu uneben und verwaschen, um genaue 
Messungen zu gestatten. Der Abstand des Mondes von der 
Sonne zur Zeit, wo er genau halb erleuchtet erscheint, könnte 
scheinbar dazu führen, denn alsdann ist im rechtwinklichten 
Dreieck: Erde Mond Sonne, der spitze Winkel an der Erde 
durch Beobachtungen bekannt, und folglich der andere spitze 
Winkel (an der Sonne) leicht zu finden. Allein die Schwierig 
keit liegt darin, dass der Zeitmoment selbst, wo der Mond ge 
nau halb erleuchtet erscheint, sich nicht scharf bestimmen lässt. 
Die stark ausgezackte Gestalt des Mondes längs der Licht 
grenze macht diesen Moment, wenn er durch Beobachtungen 
gefunden werden soll, um mehr als eine Viertelstunde unsicher. 
So fand liiccioli durch dieses Mittel die Parallaxe der Sonne 
= 30", andere nur = 15". — Ein drittes Mittel war, die 
Parallaxe eines der Erde näher kommenden Planeten zu suchen, 
die alsdann notlrwendig grösser als die Sonnenparallaxe sein 
musste, folglich leichter zu finden war, und aus der man, da 
dieverhältnissmässigenEntfernungen durch Kepler 1 * Ge 
setz bekannt waren, leicht die Parallaxe der Sonne und aller 
übrigen Planeten berechnen konnte. Dies schlug nicht gänz 
lich fehl. Man wählte Venus in ihrer untern Conjunction, 
die man mit der Sonne, und Mars, den man mit Eixsternen 
verglich (über letztem siehe nachher). Allein Venus ist in 
dieser Lage äusserst schwer wahrzunehmen, und so erhielt 
man auch hierdurch keine sicheren Data. Bianchini folgerte 
aus solchen Beobachtungen eine Sonnenparallaxe von 14". 
Unter diesen Umständen machte Halley den obigen Vorschlag. 
(Eig. 42.) Man denke sich die Sonne in S ruhend, in V 
die Venus, welche in der Richtung, wie der Pfeil sie zeigt, 
ihre Bahn beschreibt, und in T die Erde. Diese bewegt sich 
zwar gleichfalls, jedoch langsamer als Venus, und so möge 
die Venusbahn v'"v nur den Ueberschuss ihrer Bewegung 
über die der Erde (ihre relative Bewegung) vorstellen. In N 
sei der Nordpol der Erde und es mögen zwei Orte a und h 
gedacht werden, deren einer sich während des Durchgangs 
der Venus von a nach a', der andere von b nach b' in Folge 
der Rotation bewegt. 
Der Ort a sieht Venus in die Sonnenscheibe eintreten, 
wenn sie sich auf der Linie aN, foglich, in V" befindet, wo 
gegen der Ort b den Eintritt sehen wird, wenn Venus in V'" 
auf der Linie bN steht, mithin sieht letzterer Ort den Eintritt 
früher. Gegen Ende des Phänomens ist a nach a' gerückt 
und sieht den Austritt, wenn Venus auf der a'A in V' steht, 
wogegen b, nach b' gerückt, den Austritt auf der Linie b'A } 
also in V erblickt, mithin später, als der Punkt a'.