377 
Parallaxe 
(der Sonne). 
Auch die Höhenparallare des Mondes 
erleidet durch die Abplattung der Erde 
kleine Änderungen. Da diese Größen für 
den Seefahrer zur Reduktion der Mond 
distanzen, deren er sich zu Längenbestim- 
mungen bedient, von Wichtigkeit sind, so 
sind sie in den nautischen Jahrbüchern 
angegeben. 
Parallare der Sonne. 
Auf dieselbe Weise wie beim Mond 
läßt sich auch beim Mars und bei den uns 
zunächst stehenden Planetoiden zur Zeit 
der Opposition, also wenn sie uns am 
nächsten stehen, die P. finden. Diese Be 
stimmungen sind besonders deshalb von 
Wichtigkeit, weil sie ein Mittel in die Hand 
geben, die P. der Sonne auf indirektem 
Weg zu finden. Diese hat nämlich einen 
viel zu kleinen Wert, als daß man ihn 
aus Messungen der mittägigen Höhe oder 
Zenitbdistanz desSonnenmittelpunkts mit 
einiger Sicherheit finden könnte; denn sie 
beträgt bloß ungefähr 9 Bogensekuuden. 
Die Kenntnis dieser Größe ist aber von 
größter Wichtigkeit, weil durch sie die 
Entfernung der Erde von der Sonne 
bestimmt wird, und kennt man diese 
sowie die Umlaufszeiten der verschiedenen 
Planeten, so kann man mit Hilfe des 
dritten Keplerschen Gesetzes die mittlern 
Abstände der Planeten von der Sonite be 
rechnen. Diesem Gesetz zufolge verhalten 
sich nämlich die Quadrate der Umlaufs 
zeiten zweier Planeten wie die dritten Po 
tenzen ihrer mittlern Entfernungen von 
der Sonne. Es sind z. B. die siderischen 
Umlaufszeiten der Erde und des Mars 
365,26 und 686,98 Tage, welche Zahlen 
sich wie 1:1,88 verhalten; das Verhält 
nis der Quadrate ist demnach 1:3,54, und 
indem man die dritte Wurzel zieht, erhält 
man für das Verhältnis der mittlern Ent 
fernung von der Sonne 1 : 1,524. Beweg 
ten sich' Erde und Mars in kreisförmigen 
konzentrischen Bahnen um die Sonne, so 
würde uns Mars zur Zeit der Opposition 
bis aus 0,524 des Erdbahnhalbmessers nahe 
kommen; infolge der bei diesem Planeten 
ziemlich bedeutenden Exzentrizität der 
Bahn kann aber die Annäherung eine 
noch viel größere werden. Solche Zeiten 
in denen uns Mars so nahe steht, sind nun 
besonders geeignet zur Ermittelung der 
Marsparallare, aus der man dann die P. 
der Sonne findet. Die erste genauere Be 
stimmung dieser Größe verdanken wir 
dem französischen Astronomen Dominique 
Cassini. Auf dessen Vorschlag ging 1671 
Jean Richer nach Cayenne, um dort 
Zenithdistanzen des Mars während seiner 
Opposition im Herbst 1672 zu messen, 
während die entsprechenden Beobachtungen 
in Paris durch Picard und Olaf Rö- 
m e r ausgeführt wurden. Aus diesenMes- 
sungen ergab sich die Marsparallare gleich 
25 Vs". Es betrug aber damals die Ent 
fernung des Mars von der Erde 8 le des 
Erdbahnhalbmessers, und da die P. um 
gekehrt proportional der Entfernung ist, 
so beträgt dieselbe in der Entfernung 1, 
oder, was dasselbe ist, es beträgt die P. der 
Sonne 25V3"- s /8 oder 9Va", woraus die 
Entfernung der Erde von der Sonne gleich 
21,712 Aquatorhalbmessern der Erde folgt. 
Neuerdings hat Leverrier aus der 
von Richer, Picard und Römer 1. Okt. 
1672 beobachteten Bedeckung des Sterns 
im Wassermann durch den Mars die 
Sonnenparallarezu 8,866" berechnet. 
Als 1755 der Mars für einige Erdorte 
einen andern Fixstern bedeckte, beobachtete 
Wargentin den Planeten einige Se 
kunden südlich; Lacaille am Kap der 
Guten Hoffnung dagegen sah ihn ein we 
nig nördlich von diesem Stern. Daraus 
leiteten sie eine Sonnenparallaxe von 
10V«" ab. 
Sehr umfassende Beobachtungen des 
Mars wurden während der Opposition 
desselben im Herbst 1862 auf verschiedenen 
Sternwarten der nördlichen und südlichen 
Hemisphäre nach einem von Winnecke 
entworfenen Plan angestellt. Auö ihnen 
hat Newcomb den Wert 8,855" für die 
Sonnenparallaxe berechnet, wogegen Gill 
aus Beobachtungen 1877 während der 
Marsopposition 8,78" gefunden hat. 
In derselben Weise wie Mars können 
auch einzelne Planetoiden, die in ihrer 
Opposition der Erde sehr nahe kommen, 
zur Bestimmung der Sonnenparallaxe 
verwendet werden. Zwar stehen sie der 
Erde nie so nahe wie der Mars, dafür