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Parallaxe, 
jährliche. 
Um also jene Fiction einer gemeinschaft 
lichen Ebene für sämmtliche Planeten her 
zustellen, und den Winkel der jähr 
lichen Parallaxe des zum Beispiele 
gewählten Planeten lVl mit Abstraction 
von der Breite, gewohntermaßen, aus 
die Ekliptik beziehen zu können, po- 
stulirt der irdische Astronom ein Loth 
MN vom Puncte, den der Planet eben 
in seiner Bahn einnimmt, auf die 
(eventuell erweiterte) Ebene der Eklip 
tik, eine Operation, welcher er den Na 
men der Redaction auf dieEklip- 
tik (vergl. d. A.) beilegt, betrachtet die 
sen „reducirten Ort" N (statt M) als 
Planetenort, und nennt den Winkel 
S N T, den die Gesichtslinien 8 N und 
TN nun dort einschließen (statt SMT) 
die (jährliche oder) Parallaxe der 
Erdbahn für diese Stelle des Plane 
ten M. Erst hiernächst also treffen diese 
Visionsradien SN, TN, verlängert über 
N hinaus, am Himmel die Puncte m 
und der Ekliptik, und bezeichnen 
also dort, ersterer die heliocentrische, 
letzterer die geocentrische Länge des 
Planeten (in der Ekliptik), wodurch un 
sere obige, dem astronomischen Ge 
brauche gemäße, näher bestimmte De 
finition : 
„die (jedesmalige) jährliche 
Parallaxe einesGestirns (na 
mentlich eines Planeten) ist 
der (entsprechende jedesma 
lige) Unterschied seiner helio 
centrischen u n d g e o c e n t r i s ch e n 
Länge^ 
gcrechtsertiget wird. 
Dieser Unterschied zwischen der helio 
centrischen und geocentrischen Länge, diese 
der nu» oben bezeichueten.»R e d n e t i v n 
auf die Ekliptik," darf der W i n- 
kel der jährlichen Parallaxe 
auch in der Ebene der Ekliptik selbst an- 
genvmnie» werden. 
* „La pur ullaxe annudle (Prostaphae- 
resis orbis), est la diflerence des 
longitudes heliocentri'ques et geocen- 
triques : c’est le premier phénoméne 
que produit notre ¿loignement du So 
led et du centre des mouvemens plu- 
nétaires.“ Lalaude: „Astronomie.“ 
§. 1141. Die Vergleichung des letzteren 
Satzes kaun unten nützlich werden. 
jährliche Parallaxe der Planeten, rührt 
aber natürlich daher, daß letztere Ge 
stirne nicht so unermeßlich weit uns ent 
fernt sind, daß man den Halbmesser der 
Erdbahn gegen ihre Entfernung als ver 
schwindend (als ganz unmerklich) betrach 
ten könnte. Wäre dieß der Fall, so wür 
den die Gesichtslinien aus der Sonne 
und der Erde nach einem Planeten (M), 
und zwar sowohl nach seinem wirkli 
chen (seinem Bahn-) als seinem redu 
cirten Orte, statt daselbst einen Win 
kel (SMT oder 8NT) einzuschließen, 
vielmehr als zusammenfallend, oder, da 
der Planet dann überall einer jeden die 
ser beiden Gesichtslinien in gleicher Art 
entspräche, als parallel* erscheinen; 
die heliocentrische und geocentri 
sche Länge des Planeten würde sich 
dann für jede Stelleseiner Bahn (nicht 
bloß in den deßwegen oben erwähnten 
Conjunctionen oder Oppositionen, son 
dern auch in den weitesten Abständen der 
Quadraturen) gleich groß zeigen. Die 
Bemerkbarkeit eines solchen Winkels (8NT) 
jährlich er Parallaxe dagegen läßt 
offenbar auf die Meßbarkeit der Entfer 
nung des Planeten durch den Halbmesser 
der Erdbahn schließen, und ich will jetzt 
zeigen, wie es die älteren Astronomen, 
z. B. Copernikus, vor Entdeckung 
der dritten Kepler'schen Regel (vgl. 
d. A.) angefangen haben, um vermittelst 
dieser jährlichenParallaxedie Ent 
fernungen der Planeten von der Sonne 
in solchen Halbmessern der Erdbahn ab 
zuleiten. 
Copernikus („De revolutionibus.“ 
1. V. c. 9.) beobachtete am 25. Febr 
1514 um 5 Uhr Morgens die geocen 
trische Länge des Saturn — 209". 
Wäre dieser Planet unermeßlich weit von 
der Erde, so hätte seine heliocentri 
sche Länge zur selbigen Zeit also eben 
so groß seyn müssen; sie ergab sich aber 
* Gleichwie uns, um das bekannteste Bei 
spiel zu wählen, wenn wir einen dazu 
hinreichend entfernten Thurm zur Seite 
haben, und nu» in dieser Richtung im 
mer etwas fortgehen, alle Gesichtslinien 
nach dem Thurme unter einander paral 
lel erscheinen, eben weil das Maß un 
seres Fortgehens gegen die Entfernung 
deS Thurmes unmerklich ist.