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er liegt ün östlichen Horizont der der Sonne zugekehrtenHälfte der Erde, sieht also den Eintritt bey Sonnenunter-gang, weil sich die Erde von West gegen Ost, oder vonJ) gegen a dreht. Wäre das Auge von nach der entgegen-gesetzten Seite nach West gerückt, so würde sich für dasselbeVenus um die Größe p — t nach Ost entfernen, und sowird an den nach West am meisten entfernten Orte a, derden Eintritt zuletzt bey Sonnenaufgang sieht, dieser Ein-tritt erst dann erfolgen, wenn Venus für den Mittelpunktder Erde schon um p — t in die Sonne eingerückt scheint,d. h. wenn die geocentrische Entfernung der MittelpunkteB — (p -p m) — (p — ir) ist. Der Unterschied zwischen die-sen beyden Größen A und B ist aber 2(p — t) oder derdoppelte Unterschied der Parallare, und daher wird der west-liche Ort a den Eintritt so viel später sehen als der östliche b,als Venus Zeit braucht sich der Sonne um die Größe 2(p —t)zu nähern. Da sich aber Venus in der untern Conjunction ineiner Stunde um 234" der Sonne nähert, und p—31", t= 8"ist, so wird sich Veuus der Sonne um 2 (p — 7r) — 46" in derZeit von nahe 42 Minuten nähern, und um diese Zeit wirdalso b den Eintritt früher sehen als a. So wie sich aber ausdem gegebenen Werthe von p — t jene Zeit, um welche einOrt der Erde den Eintritt früher sehen wird, als ein ande-rer, berechnen laßt, eben so läßt sich umgekehrt, wenn jeneDifferenz der zwey Leobachtungszeiten unmittelbar gegebenist, daraus der Werth von p — ir berechnen, und man sieht,daß diese letzte Rechnung der Art ist, daß sie das gesuchteResultat p — ?r noch immer sehr richtig und genau gebenwird, selbst wenn die Beobachtung auch beträchtlich fehlerhaftist, worin eben der große Vortheil dieser Beobachtungen be-steht; denn da hier die sehr kleine Größe 2 (p — *) = 46"durch die Differenz von zwölf Zeitminuten bestimmt wird,so wird jeder Fehler in der Beobachtung von einer ganzen