er
en
ler
)e-
je-
en
en
'e-
li-
en
ler
)ie
st
on
Planeten. 393
Spätere Beobachtungen von PERCIvan LowELL!) ergaben dasselbe Resultat.
LowELL spricht sich jedoch viel zu bestimmt aus; er meint, dass seine Beobach-
tungen mit irgend einer Differenz wesentlich unvereinbar wären?. Ob das Re-
sultat in dieser Schärfe aufrecht zu erhalten ist, bleibt immerhin noch durch
spätere Beobachtungen zu bestätigen.
Venus.
Die grössten Elongationen der Venus sind nur mässigen Schwankungen
unterworfen, zwischen 44° und 48°; der retrograde Bogen schwankt zwischen
14° und 16°, die Zeit der Retrogradation zwischen 40 und 43 Tage; in ihrer
östlichen Elongation erscheint sie am Abendhimmel nach Sonnenuntergang
(Abendstern), in ihrer westlichen Elongation am Morgenhimmel (Morgenstern).
In ihrem grössten Glanze erscheint sie wie ein Stern erster Grösse, oft heller
als Sirius; doch ist das Maximum ihrer Helligkeit nach den Untersuchungen
von MULLER innerhalb etwa 13 Grossenklassen verdnderlich.
Zieht man die von verschiedenen Beobachtern (MADLER, SCHMIDT, SECCHI,
KAISER, HARTWIG u. a.) erhaltenen Werthe des Durchmessers zusammen, so er-
hàlt man als Mittelwerth für den Durchmesser der Venus in der Einheit der
Entfernung 17:190".
Da die Venus keinen Satelliten hat, so kann die Masse derselben ebenfalls
nur aus den Stórungen berechnet werden, welche sie auf die Bewegung der
anderen Himmelskórper ausübt. Powarxkv giebt die folgende Zusammenstellung
der verschiedenen für die Venusmasse erhaltenen Werthe?).
LE VERRIER fand aus den periodischen Störungen der Erde: 445559, aus den
Aenderungen der Schiefe der Ekliptik zwischen 1755 —1846: z54559-
Der von HaNsEN und OLursEN in ihren Sonnentafeln verwendete Werth ist:
708007
HiLL fand aus der Knotenbewegung der Venus mit der Sonnenparallaxe
8:848": zg7ggp:
Powarkv leitete aus der Erdbewegung den Werth ab: 4347595
Der zweite und vierte Werth scheinen wohl zu klein, der Powarkv'sche zu
gross zu sein. Legt man dem ersten und dritten Werthe doppeltes Gewicht bei,
so ergiebt sich als Mittelwerth ziggy, von welchem Werthe sich auch das ein-
fache Mittel wenig unterscheidet und ebenso der neueste von NEwCOMB in seinem
oben citirten Werk, nämlich 773000:
Die Phasen der Venus wurden zum ersten Male 1610 von GALILEI gesehen,
aber erst am 3. August 1700 hatte LAHIRE die Schattengrenze gezackt beob-
achtet*), doch war an eine genaue Bestimmung der Umdrehungszeit aus den
Veránderungen der Schattengrenze nicht zu denken. Inzwischen hatte schon
BuRATINI in Polen5) und bald darauf Cassii am 18.]uni 1667 Flecke auf der
Venus gesehen. Cassii verfolgte auch den Ort eines Flecks auf der Venus-
oberflàche und schloss auf eine Rotationszeit von ungefáhr 23—24 Stunden.
CassINI der jüngere fand für dieselbe 23 Stunden 2:5 Minuten.
T) Astron. Nachr. Bd. 142, pag. 23.
?) ibid., pag. 39t.
3) Astron. Nachr. Bd. 88, pag. 265.
4) Memoiren der Pariser Academie für 1700, pag. 288.
5) Angezeigt von AUZOUT im Journal des Savants für 1665, pag. 287, dann von ihm
selbst, ebenda 1668, pag. 33 und ior.
