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wodurch also der Fehler der Parallaxe auf dessen i 3 ten Tlieil, oder 
auf o".o77 gebracht wurde. 
§. 2 . 
Um die allgemeinen Erscheinungen dieser Durchgänge für 
die ganze Oberfläche der Erde zu finden, wird man dieselben 
Methoden anwenden , welche wir oben für die scheinbaren Fin 
sternisse gegeben haben. Ist nämlich für die Pariser Zeit T der 
wahren Conjunction in geocentrischer Rectascension der Venus 
und der Sonne 
a d 
die geocentrische Rectascension und Declination der Venus, 
m p 
ihr Halbmesser und ihre Horizontalparallaxe; sind für die Sonne 
a b ¡1 ic 
dieselben Grössen , und ist 
stündl. wall. Bew. 
in Rectascension, und 
2 — stündl. wah. Bew. (^) 
36oo 
stündl. wall. Bew. 2 — stündl. wah. Bew. Q 
^ 36oo 
in Declination , so wird man für jede gegebene Zeit t nach der 
Conjunction haben 
(ft Cos by + (d — b + gt) 2 = M 2 
wo M die Distanz der Mittelpuncte bezeichnet. 
Ist daher 
tg n = 
g 
so ist 
f Cos $ 
Siu a n 
t = — (d — b) S il -.— + ü— \/M 2 — (d —by Cos 2 n 
g ~ g 
Setzt man in diesem Ausdrucke 
M = n -t- m , 
so erhält man die Zeiten der äussem und innern Berührungen, 
wie sie aus dem Mittelpuncte der Erde gesehen werdet. Setzt 
man aber 
M = p + m -f- (p — <rr) 
so erhält man die äusseren und inneren Berührungen , wie sie zu 
erst und zuletzt von der Oberfläche der Erde gesehen werden.