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Sphar. Astron.

müste man die Abweichungen Fehlern der Messung zuschreiben. Macht man z. B- 9 sum 26 Toisen kleiner, c-um 77 T. größer, und ?s" um 77 T- kleiner, so geben alle

drey die ?lbplatt.i,ig — 0^, welches fast vollkommen mit der Newtonschcn Theorie über.einkömmt > 19;. 197. . Ueberbaupt ist diese Sache noch einer großen Ungewisheit

und Dunkelheit unterworfen. Die am Oorgebürge der gute» .aoffnnng angestelltenM-,singen scheinen sogar z» beweisen, daß die Grade daselbit nach einem andern Gesetzzunehmen, oder daß die südliche Halbkugel ^er nördlichen nicht ähnlich ist. Unten §.

220.) wird gezeigt werden, wie nach der Boncmerschen Hopothese die Avplattung —gefunden werde, die man dann auch bey der Ellipse zum Grunde leern könnte. Es givtalso drey Hypothesen, unter denen man wählen kann: m die Bouguersche, 2) eineE ripfe, deren Axen sich wi> 1^9 zu 178 verba-ten, und z ) die Newtonsche, d. i. cmeEllipse, deren Axen sich wie 2zc> : 229 verhalten; oder irgend eine andre Ellipse.

Zweytes Capitel.

Parallaxen-Rechnung für die Kugel.

§. 2OO. Da die Abplattung der Erde durch alle Messungen sehr geringegefunden ist, lo kann man in den meisten Fällen die Erde a!S eine vollkommene Kugelansetzn, wodurch die Berechnung der Parallaxen uiiaemcin erleichtert wird. In dieserVoraussetzung soll jezt die allgemeine Theorie der Parallaxen erklärt werden, die sichdann auch leicht auf die elliptische und Bongneriche Hypothese anwenden lassen wird.

Wenn ein Stern so weit von der Erde entfernt ist, daß alle Linien, die manvon ihm nach irgend einem Punkt der Erde ziehen kann, parallel scheinen, so ist es gleich-gültig, aus welchem Punkt der Erde man diesen Stern betrachtet: man wird ihn immeran demselben Punkt des Himmels erblicken, erwirb jedem Beobachter dieselbe Abweichung,Rektaszcnsion, rc. zu haben scheinen, wie aus dem Mittelpunkt der Erde. Ist aber keineEntfernung von der Erde nicht so gros, daß die äussersten Tangenten der Erde, die manvon dem Stern zi.hen kann, scheinbar parallel werden, sondern machen sie einen merk-lichen Winkel: so werden verschiedne Beobachter auf ider Ertc ihn an versthiednenPunkten des Himmels erblicken; an verschiednen Orten wird seine Abweichung. Rektas-zcnsion, rc. anders beobachtet werden; und'diese Acndrung, die der scheinbare Ort einesWeltkörpers leidet, wenn er aus verschiednen Standpunkten beobachtet wird, hcist über-haupt seine Parallaxe, und zwar tägliche oder jährliche Parallaxe, nachdem man ihnaus verschonen Punkten der Erdfläche oder der Erdbahn betrachtet. Um daher Ver-wirrung zu vermeiden, mus man den O>t der Sterne immer auf den Mittelpunktder Erde reduziren l tz. iyr.), und die Parallaxen - Rechnung zeigt alSdcnn , wie manaus diesem geozentrischen oder wahren Ort, den scheinbaren Ort für jeden Punkt