22.0 
334 
und die der 2 , 4 gibt 
q = 
677 
3o.y3*6 
und die Differenz dieser beyden Werthe von q zeigt, dass die 
geographischen Längen eines oder beyder Beobaclitungsorte nicht 
genau richtig angenommen wurde. Unabhängig von dieser An 
nahme gibt die Gleichung III. 
i 4 i 6 
65.7464 
= 21.54 
und dieser Werth von q stimmt auch rnit dem Mittel aus den 
beyden vorhergehenden überein. 
Hat man so 
q = p — = 2 i .54 
gefunden , so wird man daraus leicht den Werth von tt ableiten, 
a man das Verhaltniss der Grössen ~ bereits kennt. Es ist 
nähmlich 
TZ 
Dist. t 
.— 
p 
Bist. (V) 5 
also da 
a 
= 0.284647 
ist 
a 
TZ 
= . 
1 — a 
also da 
q 
= 21.54 
war, 
TT 
io 
00 
1! 
P 
a 
(0.39791) q 
Wir haben oben gesehen, dass der Durchmesser der Venus 
oder 57'’ eine Zeit von 19 Minuten braucht, in den Rand der 
Sonne einzutreten , so dass also jede Raumsecunde 2o Zeitsecun- 
den zum Ein- oder Austritt braucht, oder dass jede Raumse- 
cunde, die man in dem Halbmesser fehlerhaft angenommen hat, 
die D auer schon in 2o Zeitsecunden verändert, daher man die 
Werthe von yx und m mit grosser Schärfe haben muss. 
§. 6 . 
Das Vorhergehende zeigt zugleich, dass diese Erscheinungen 
ein sicheres Mittel geben , die Fehler der Tafeln in Länge und 
Rreite, oder in Rectascension und Declination zu bestimmen. 
Vorzüglich geschickt sind sie zur genauen Bestimmung der Länge 
des Knotens der Venusbahn mit der Ekliptik. Hat man nähmlich 
die Werthe der Grösse da, dd aus den vorhergehenden Bedin-