Parallaxe

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liegendem Falle hat man im Dreieck6um den Winkel an 0 — 90°, Win-kel an s. — 90° vermindert um dieParallaxe, und die Seite Ca — demErdhalbmesser, 859^ Meilen. Sowird die geocentrische Entfernung desMondes gleich dem Erdhalbmesser,dividirt durch den Sinus seiner Pa-rallaxe.

Diese Methode setzt natürlich vor-aus, daß die Beobachtung gleichzeitigin a und c gemacht werde, was nurmöglich ist unter Anwendung sehr ge-nauer Uhren, scharf bestimmter Stern-örter u. dgl. Das Alterthum besaßdiese Mittel nicht, war deshalb auchaußer Stande, die gegenwärtig ermög-lichte Sicherheit der Bestimmung zuerreichen. Allein wenn man den Laufdes Mondes kennt, so weiß man auchaus einer Beobachtung seines Ortesin c den Ort herzuleiten, den er geo-centrisch zu der Zeit haben müßte, woder Punkt c durch die Rotation desErdkörpers nach a gekommen ist. DerUnterschied dieses berechneten Ortsund dem in a beobachteten wird sodanndie Parallaxe des Mondes sein.

So fand Hipparch die mittlere Ent-fernung des Mondes 68 Erdhalbmes-sern gleich, d. h. etwa um den achtenTheil zu groß, und noch zu Koperni-cus Zeit konnte man dieser Entfer-nung noch keine erheblich bessere sub-stituiren. Erst die Flamsteed'schenBeobachtungen (von 1676 an) habenuns die Entfernung des Mondes etwaso kennen gelehrt, wie wir sie jetztbesitzen.

Man versuchte nun sehr früh, auchdie Parallaxe der Sonne zu finden,überzeugte sich jedoch bald, daß diedamaligen Instrumente zur Bestim-mung so genauer Sonnenörter nichtgeeignet waren und daß die Parallaxezu klein sei, um sie wahrzunehmen.Man versuchte deshalb andere Mittel.Man maß die Größe des Erdschattensbei Mondfinsternissen, den Abstanddes gerade halb erleuchteten Mondesvon der Sonne im Bogen der Him-melskugel u. s. w. Doch alles diesführte nur zu dem Schlüsse, daß dieParallaxe der Sonne sehr klein seinmuffe, aber nicht wie groß sie sei. Sostand die Sache noch im Anfang des18. Jahrhunderts. Die Parallaxe der