Venus.
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ben sodami, nun Abendstern werdend,
ans der Ost feite der Sonne mit abneh
mender („geocentrischer") Geschwindigkeit
fort, bis sie nnn die größte östliche
Elongation erreicht und als Abend
stern am längsten sichtbar bleibt. Hier
erscheint sie eine Zeit lang station a ir
(vergl. wieder d. Art.), wird dann rück
läufig, und gelangt mit neuerdings
wachsender („geocentrischer") Geschwin
digkeit zur untern Conjunction
mit der Sonne (über deren Scheibe man
sie alsdann — s. Durchgänge—zu
weilen als einen schwarzen Flecken von
Morgen gegen Abend, nämlich „rück
läufig" wegziehen sieht). Sie tritt dem
nächst auf die Westseite der Sonne, wird
damit Morgenstern, und entfernt sich
von ihr mit abnehmender Geschwindigkeit
immer weiter, bis sie in der wieder er
reichten größten westlichen Elon
gation erst abermals stationair und so
dann auch abermals rechtläufig er
scheint. Einen dergleichen (bezogen auf
die u n t e r e C o n j u n c t i o n, „synodi-
schen") Umlauf vollendet Venus, dem
nach als beständige Begleiterin der Sonne,
in (s. hinten) 584 Tagen. Ueber die da
mit verbundenen, denen des Mondes
ähnelnden Veränderungen ihrer Licht
gestalt, von welchen man sich nach der
Natur des Vorganges ohnedieß leicht eine
Vorstellung macht, habe ich mich aus
führlicher im Art. Phasen, S. 314, er
klärt, * komme indeß (vgl. auch die Anm.)
noch hinten darauf zurück.
Schon die alten Astronomen, auf
deren Standpuncte wir uns also, meinem
dießmaligen Vortragsplane gemäß, noch
befinden, haben hieraus richtig geschlossen,
daß Venus die Sonne beständig um
laufe ; sie ließen aber dabei (s. W e l t-
system, Ptolemaisches) die letztere in
dieser ihrer steten Begleitung durch den
Planeten zugleich um die Erde gehen,
* Do Venus, wie ich ebenfalls cintici-
p i r e n d bemerke, innerhalb der Erd
bahn um die Sonne läuft, so muß sie
il,re, der letzteren zugewendete (erlench-
k e k e) Hälfte bald ganz, bald nur zu»,
Theile gegen die Erde kehren, oder
uns auch die d u n k l e Seite zeigen, und
also, wie der Mond, neu, sichelför
mig, voll ii. s, w. erscheinen.
und erklärten die sich dabei veroffenbaren-
den, oben beschriebenen „Rückläufigkeiten"
und „Stillstände" desselben durch die
Epicpkel (vergl. d. Art.). Das Ge
zwungene dieser Hypothese bei allem ih
rem sonstigen Scharfsinne mußte indeß
endlich doch zu einem tieferen Nachden
ken über die eigentliche Art des Vorgan
ges anregen; und somit ist es denn der
jetzigen Astronomie, zu deren Auf
klärungen ich erst nunmehr übergehe, ge
glückt , mittelst derjenigen Schlüsse und
Methoden, von denen ich namentlich in
den Artikeln Weltsystem, Copernikani-
sches, und K e P l e r's R e g e l n eine Ueber
sicht gewähre, das wahre Sachverhältniß
anzugeben.
Nach ihren Ermittlungen ist V en us
einer von den sogenannten unteren
Planeten, d. h. deren Bahnen um die
Sonne von der Erdbahn umschlossen wer
den , und zwar der zweite von der
Sonne ab , um welche M e r c u r be
kanntlich die erste nächste, innerste Bahn
beschreibt. Die immer weiter getriebene
Verfeinerung jener Methoden hat es aber
zugleich möglich gemacht, die Elemente
(vergl. d. Art.) ver Bahn, welche Ve^
uns solchergestalt um die Sonne be
schreibt, und einige verwandte Data mit
der äußersten Genauigkeit zu bestimmen,
und ich lasse dieselben hier nach derjeni
gen Berechnung folgen, welche Hansen,
der zeitige Director der Sternwarte See
berg bei Gotha, darüber in des Altonaer
Astronomen Schumacher „Astronomi
sches Jahrbuch für 1837." Stuttgart.
1837. 8. S. 88 und 89 mittheilt. Es
beläuft sich nämlich danach:
Die mittlere Entfernung der
Venus von der Sonne auf
0,7233317 Theile der Entfernung der Erde
von der Sonne, oder 15 Millionen geo
graphische Meilen.
Ihre siderische Umlaufszeit be
trägt 224,a 70078 oder 224 Tage 16 '?
49' 7", ihre tropische Umlaufszeit 224, a
69543 oder 224's 16'.-41'25", und ihre
spnodische Umlaufszeit 1 Julianisches Jahr
und 218 Tage 16 L-tunden. Ein Ju
lianisches Jahr ist 365 Tage 6 Stunden
lang.
Die mittlere Länge der Venus
(Epoche) war 1800 Jan. 1. 0h M. Pa
riser Zeit (d. h. im mittleren Pariser Mit-
