Topographie des Planetensystems der Sonne. 
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is beiden Gründen 
den Punkt b, und 
auf der Sonnen- 
7 Stunden) muss 
■: Richtungslinien 
sei, wusste man) i 
lewirken. In der 
m beiden am gün- 
rend des letzten 
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id der Richtungs 
auf die Oerter a 
r Erde selbst be 
ite, sich auf den 
veder die Sonnen- 
nterschied beider, 
sind, so wird man 
bald jener Unter- 
entlegene Punkte 
den, so begnügte 
■nwarten, die da- » 
raren. Vielmehr 
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milderte unersetz- 
Isonsbai, in Cali- 
dcap und vielen 
n an vielen Orten 
ur dürftig; 1769 
damaligen Beob- 
Rechnung unter- 
",5774 mit einer 
irbesserung eines 
tagebuches HelVs, 
uf 8",57116, und 
Angaben in die- 
182 geben wenig 
man müsste Orte 
dedenen Meridia 
nen dürfte, (Es 
angs vom Jahre 
betheiligten, in 
igt worden.) 
Venus ist derjenige Planet, der in den meisten Beziehun 
gen der Erde ähnlicher ist als irgend ein anderer*). Sein Jahr, 
sein Tag, seine Gestalt, Grösse und Masse und alles davon ab 
hängende sind wenig von den unsrigen verschieden; auch die 
Stärke des Sonnenlichts kommt dem auf der Erde am nächsten. 
Absichtlich habe ich bei ihm länger verweilt, obgleich wir von 
manchem andern verhältnissmässig mehr als von ihm wissen, 
denn er gab uns mehrfache Gelegenheit, die Art und Weise 
kennen zu lernen, wie man durch Beobachtung zu astronomischen 
Bestimmungen gelange, und wie höchst nöthig dem Astronomen 
Vorsicht und Behutsamkeit sind. Hätten alle diejenigen, welche 
über die Beschaffenheit der Himmelskörper geschrieben haben, 
selbst Beobachtungen angestellt und Berechnungen durchgeführt, 
so würden wir weit seltener dreisten Behauptungen begegnen 
und von vielen Dingen scheinbar weniger wissen, aber dies 
Wenige würde den Charakter der Zuverlässigkeit tragen und 
bleibenden wissenschaftlichen Werth haben. 
Die Zweifel, welche sich in neuern Zeiten gegen das obige 
Resultat für die Sonnenparallaxe erhoben haben, so wie 
die neueste Bestimmung derselben, werden weiterhin bei Mars 
Erwähnung finden. 
Die Erde. 
§. 93. 
Wir haben ihr, unserem eigenen Wohnorte, bereits oben 
§. 11 — 30, zwei besondere Abschnitte gewidmet: und die 
specielle Beschreibung seiner Oberfläche gehört nicht der Astro 
nomie an. Es sind also hier nur diejenigen Beziehungen zu 
erwähnen, welche in jenen Abschnitten noch nicht behandelt 
werden konnten und gleichwohl in einer Himmelskunde nicht 
fehlen dürfen. 
Ihrer Entfernung von der Sonne ist bereits oben Erwäh 
nung geschehen; sie beträgt, in Erddurchmessern ausgedrückt, 
im Mittel 11467. 
Die (unveränderliche und nur in Folge der partiellen Stö 
rungen vom Mittel abweichende) siderische Umlaufszeit der 
Erde um die Sonne beträgt 365 T. 6 h 9 / 10",7496; die tro 
pische Umlaufszeit ist dagegen nicht ganz unveränderlich, 
denn die Präcession, welche den Unterschied beider bewirkt, 
*) Wenn man von Masse und Volumen ab sieht, erscheint doch jetzt 
die Aehnlichkeit der Planeten Mars mit unserer Erde mindestens ebenso 
gross. D. Herausgeber.