II. Theorische Astronomie. 1. Von der Erde.
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1Hieraus findet man nun auch x. Da nämlich233
2xy=e; so ist
3x = e · y
4=e ·de − 1
5=ede − 1
6Es seyen zwey Zahlen gegeben, die sich verhalten wie 3 : 1, und
7ihre Differenz sey 7; oder e = 3, d = 7. Folglich ist
8y =73 − 1=72
9x =7 · 33 − 1=212
10Nun aber ist das Verhältniß von212zu72offenbar wie 3 : 1; und
11die Differenz212−72, ist eben so klar =142=7.
12Der Durchgang der Venus durch die Sonne giebt nun die Dif-234
13ferenz der Parallaxen beyder Himmelskörper; das Keplerische
14Gesetz aber, das Verhältniß ihrer Entfernung von der Erde; und
15daraus findet man denn die wahre Entfernung der Erde von der
16Sonne, so wie die aller übrigen Planeten.
17Die Beobachtung des Venus-Durchganges soll also dazu die-
18nen, um den Unterschied zwischen der Venus- und Sonnenparal-
19laxe zu finden. Dieser Unterschied ergiebt sich aus dem Unter-
20schiede der Dauer des Durchganges im Mittelpunkte der Erde
21und auf der Oberfläche derselben betrachtet. Es ist folglich die
22eine wie die andere Dauer zu beobachten. Allein die Beobachtung
23der ersteren ist unmöglich. Man berechnet sie also entweder aus
24astronomischen Tafeln, oder aus | andern Beobachtungen, und235
25findet sie so mittelbar – wie nun dieß Alles jetzt noch näher gezeigt
26werden soll.
27Es sey daher∗Fig. 30, S der Mittelpunkt der Sonne, E der Mit-
28telpunkt der Erde und OR ein Theil der Venusbahn. Es bewege