Das Sonnensystem. 
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§. 49 
Ausser den Bahnen der Weltkörper können aber auch 
sie selbst nach ihrer Grösse, Gestalt, sonstigen physischen Ver 
hältnissen u. s. w., besonders aber nach ihrer Notation, Gegen 
stand der beobachtenden und rechnenden Astronomie sein. Die 
letztere Aufgabe hat eine Aehnlichkeit mit der Bestimmung der 
Bahn, mit dem Unterschiede jedoch, dass man hier nicht mit 
veränderlichen Abständen vom Mittelpunkte zu thun hat, da 
die Rotationsbewegung jedes Punktes, die Gestalt des Weltkör 
pers sei, welche sie wolle, nothwendig ein Kreis ist. Es kommt 
darauf an, einen sich hinreichend unterscheidenden Fleck auf 
der Oberfläche eines Planeten, der Sonne, oder des Mondes so 
oft als möglich, mindestens 3 mal, mit den Bändern des Pla 
neten zu vergleichen, d. h. den Abstand des Flecks von zweien 
oder mehreren bestimmten Bandpunkten zu ermitteln, und aus 
diesen Beobachtungen muss entwickelt werden: 
1) die Länge 1 des gemessenen Punktes auf der Plane- 
2) die Breite J tenkugel, 
3) die Neigung des Planetenaequators gegen seine Balm 
(oder gegen eine andre feste Ebene, z. B. die Erdbahn), 
4) der aufsteigende Knoten dieses Aequators in der Bahn, 
5) die Umdrehungszeit. 
Das letztere Element kann man auch, wenn man sehr lange 
fortgesetzte Beobachtungen desselben Flecks hat, unabhängig 
von den übrigen Elementen entwickeln, die überhaupt wegen 
der Kleinheit der Planetenscheiben nur schwer und mit geringer 
Genauigkeit zu erhalten sind. — Wir kennen erst bei wenigen 
fremden Weltkörpern die Elemente der Notation mit einiger 
numerischen Bestimmtheit. 
Die Messungen der Grösse und Gestalt eines Weltkör- 
pers sind eben so wie die entsprechenden Berechnungen an 
sich sehr einfach, da man nur die aus den Bahn elementen be 
kannte Entfernung mit dem Sinus des scheinbaren Halbmessers 
zu multipliciren hat, um den wahren zu erhalten. Die Schwie 
rigkeit besteht nur darin, die scheinbare Grösse selbst mit eini 
ger Genauigkeit zu ermitteln. Die meisten Weltkörper erschei 
nen der grossen Entfernung wegen so klein, dass sehr geringe 
Fehler der Messung schon äusserst beträchtliche im Besultat 
bewirken. So erscheint z. B. Uranus, obgleich sein wahrer 
Durchmesser gegen 8000 Meilen beträgt, nur etwa 4 x / 4 Sekunden 
gross. Ein Fehler von x / 6 Sekunde (und mit solchen sind auch 
unsre allerfeinsten Messungen noch behaftet) bewirkt demnach 
400 Meilen Fehler in der Bestimmung des wahren Durch- 
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