DE CORRECTIONE ELEMENTORUM VENERIS
ET MERCUR1I EX OBSERVATO TRANSITÜ
PER SOLEM.
DISQUISmO
CUJUS PARTEM PRIMAM
YENIA AMPL. FACULT« PHILOS. UPS.
P. P.
ix». AXEL THEODOR
BERGIUS
ET
JOHAN LEONARD RINGZELL I,
A Sacris. Sudermaano-NericiL
HS AUDIT. GUSTAVIANO DIE YIII APRIL. KDCCCXL.
II. A. NU I.
U P S A L I A E
KONUNGENS TROMAN?
ÖFVERSTELIEUTENANTEN OCH RIDDAREN AF KONGL.
SVÄRDSORDEN
VÄLBORNE
herr
^
2)»
OCH
HÖGVÄLBORNA
FRU GREFVINNAN
m*
s*
otu&asrett&iii
född RO§F,I
såsom ett
offentligt vedermäle
j »
af den djupaste vördnad och tacksamhet
ödmjukast egnadt
af
Ringzelli-BE CORRECTIONE ELEMENTOREM YENERIS ET
MERCURII EX OBSERYATO TRANSITE
PER SOLEM.
In
transitibus planetaruin inferiorumVeneris
etMercurii
perdiscuni solis eandem fere considerationem adhibere possumus»
quå vulgo in Eclipsibus Solis sive
occultationibus uti soleinus;
ideoque transilus illos Planetarum inferiorum prosingulari
quodam casu Eclipsium Solis habere possumus.
Phsenome-na illa maximi esse momenti sumnraqÄe cum diligentiaobservanda, ex utililate facile colligi potest, quse non
so-luin iis, qme universum Systema Solare spectant, verum eliam planetarum illorum elementis
accuratius
determinandis,
ex bis observationibus capitur. Transitus ill i sunt, si
plane¬
tas inferiores considerainus idern atque oppositiones planetarum superiorum, neque alla res majoiemoffert
Opportunitäten»
con-junctiones, ideoque etiam longitudinem
heliocentricam
observandi,
Yeneris autein transitus maximan» observationibus adferunt
utilita-tem eo pra?cipue, quod niolus ejus superdiscum
Solis
fulgentem
ac-curale observare possumus, quodque jamjamexplorata
est etratio
2
Veneris, quae ad 21 niinuta
Secunda
accedit.
His de
cau-sis transitus Veneris per Solem maximi sunt momenti
ad parallaxin Solis inveniendam, quå
cognitå
Solis
a terra dislantiam computare licet. Hac vero determinata, deceteris jam planetis tertia lege
Kepleri
concluderelicet,
tumque priinum Astronomiam in summum fastigiumperdu-ctam admiremur, quam antea rationes quidem inter diver¬ soruin planetarum a Sole distantias essent cognitse, nulla vero harum absolutis erat numeris determinata, ideoque "Astronomin hoc respectu assimilari potuit
Mappte Geographie®
accuratede-linealse, cui tarnen nulla atljecta erat Scala, ex qua de
distan-tiis locorum Judicium institui posset.' ') Primus clarissirnus
Keplerus vidit, quanium valerent ejusmotli
observationes,
ettransitus Veneris et Mercurii in annum 1631 prmdixit, quorum
posterior a Gassendi oc(o dies aute mortem Kepleri
observa-tus est. Halley anno 1691 ostenrlit, quantam utilitatem ob¬ servationes transituuin illorum universi Syslematis Solaris cog-nitioni afterre possent, docuitque, transitus Veneris magis quam
Mercurii ad parallaxin Solis determinandam conducere,
ne-que tamen boium ante annum 1761 quemquain exstiturum.
Enumeravit etiam sepiendeciin transitus Veneris uxque ad an¬ num p. Chr. 2117 2j. Transitus Veneris sunt observati annis
1761 et 1769. Ab hoc vero proximus in annum 1874
in-cidit.
Aliud autem est commodum non levius, quod planetarum
*) Nori Comment. Acad. Peirop. Tom. XIV pars II pag. 7. Astronomie par de la Lande, 3:eme Edit. Tom. II pag. i5tj.
(ritnsHil)us rite observatis percipi licet, correctionem dico ele-mentorum. Atque hoc ipsum in iis, quai infra sunt,
ostende-re co nabimur.
Introductio.
§. 1. Sit ideo planum ipsum Figurse primae illud, quod
quovis temporis momento per centrum Planetae normaliter ad Eclipticam ductuin ponamus, quodque
planum projectionis
appel-lare voluinus, cujus intersectio AB cum Ecliptica perpendicu-laris est ad lineam illam, qure centra Telluris atque Solis
con-jungit. Connm etiain ponamus, cujus Vertex in centro Solis
contineatur, basis vero planum singulornm parallelorum
ter-restrium Quoniain vero quisque observatör Soli attribuitmotum
illum, quo ipse rnovetnr,
Solem videbit
inpiano
projectionis moveri in ipsa intersectione inter planum projectionis ethunc
conum, dum planeta uniformiter in rectå inovetur, quse proje-etio est in piano projectionis infinite parvse partisorbitte
rela-tivse1), quam tempore, quotransitus durat,
percurrit
planeta.
Sit O punctum intersectionis plani projectionis et rectae, quse
a centro telluris ad centrum Solis ducitur. Per punctum O
recta ducatur OX, intersectio inter planum projectionis et
cir-culum declinationis, qui per
Solem
transit, quemque Meridia-num universalem appeliari cognovimus2).
Sit etiam
rectaOX
normaliter ad OX dueta et per punctum O rectaOV
perpen-dicularis ad AB, ita ut punctum V positionem centri
planetas
x) Schubert, Trait^ d'Aslronomie theorique Petersb. 182a Tom.II,pag.
437»
4
designet, eo temporis inomentö, in quod eonjunctio cadit.
Per punctum V sit recta VL ducta, projectio infinite parvte
partis orbitse relät, planctse1), quam percurrit, quo tempore
transitus durat.
§. 2. Ex tabu]is Astronomicis porro inveniri potest
tem-pus conjunctionis
Solis
etplanetse;
Venerem hoc loco
ponerevolumus, quippe quse de hoc dicuntur, ad Mercurium facile
re-ferri possunt. Quod teinpus sub certo Meridiano secundum
lem-pus medium sumtum
denotetur littera
T,
quoepocham
sequen-tiuin nostrarum coinputationum constituamus. Pro hoc tempore
ergo 7' ex Tabulis compütentur sequenlia
EIcmenta,
Declinatio Soliszz5; Diameter apparens SolisHZ/1-,
Longitudo Solis ~ L; Motus horarius Solis~ H\
Mot. hor. Vener, relät, in longit. zz;«;
Mot. hor. Veneris in låtit. — ß;
Distantia apparens centrorum Solis et Veneriszz: A;
Angulus orbita; relativa; Veneris cum piano Eclipticse~w;
Obliquitas Ecliptica; =e;
Parallaxis Solis ~p; Parallaxis horizonlalispol. VenenszuP;
Latitudo Veneris zzz
Angulus horarius pro mornento observationis zz h; Sit porro Semiaxis minor tel Iuris zz: 1;
Latitudo reducta loci observationis rz/;
Ratio inter majorem minoremque axem telluriszz: m;
Latitudo reducta2) nihil est aliud ac laliludo ad circulum
eircumscriptum meridiano cuidam terrestri relata. Sit APLB,
Fig. 2, Meridianus terrettris AplB circulus a centro C cum
radio semiaxe majori CA descriptus, LT,IT,
tangentcs Ellip-sis et Circuli, in punclis L et l,
qui per demonslrata in Ceorn.
Anal, in puncto T coeunt; LNJC, normales Ellipsis
et cir¬
culi. Hoc modo erit:
MTzrIM Tang Ml T= ML Tang ML T et ideo
IM
Tang MLTzz Tang MITscd
ML T=zLNTzzlatitudo verarr l'
Ml Tzz ICTzzlatitudo reductazz /, etquoniam* zz m LM
erit Tang V zzin Tang /. •
Exinde Sequilar eliam simplex illa expressio radii telluris,
qui a Ioco observatoris ad centrum abit
zz^/'
Sin2/
-j-
m2 Cos2/
(I)
§. 3. Quoniam P est Voneris parallaxis horizontalis po¬
laris, ex Elementis Astronomie cognovimus distantiam Veneria
1
a tellure zz . Sit ideo C, Fig. 1
, centrum telluris et
Sin P
Z locus observatoris in superficie illius; et a centro telluris
ducanlur linea; CO,CV, Ch et CG, quum G punctum
expri-z) V. Delambre, Astronomie Tlieorique et pralique, Par. l8i4, Tom, III,
mit, ubi est planeta, unå hora post conjunctionem, et
JSL
orbita relativa planetaj. Tunc erit:
CVzz -——— et angulus OCH z= mot. bor. relat. in longit.zz a
Sin P
Sin A Cos A Sina / s
Or=—,04 - ....-
(2)
Sin P Sin P
Per punctum V sit linea
JAm
ducta parallela ipsius AB
qua.» in puncto m occurrit Gh\ Gm erit differentia inter Sinus latitudinis Veneris in conjunctione et post unain horam per Sin P divisa. Sit latitudo Veneris in conjunctionezz A, et latitudo Veneris post unain horam zz V, erit, si colligamus esse quam proxiiueSin A'—Sin A zz d Sin Azz Cos A d A
Sin A' — Sin A ß Cos A
Gm zz ~ zz .... (3)
Sin P Sin P W
ß
Exinde sequitur Tang <uzz —— vel si ß minutis graduum Sin a
ß
sectindis sit expressa, Tang wzz j, .
. . (4)
206265 . Sin« v
ideoque angulus orbitae relativa; cum Ecliptica est determinatus. Ex elementis Astronomie quoque est cognitum, quoniam
VOX angulus est positionis
'jzx
c c- Sin e Cos L ^ Cose
Sinx zzSin VOXzz ——-— ; Cosxzz— ; . . (5)
Cos d Cos 3
Si igitur ponamus 9 = angulo, quem orbita Veneris
7
tiva facit cum perpendi'culo ad lineam intersectionis meridiani universalis planique projectionis, erit 9 zzco
-f-x Sin co Coss Cos co Sin£ Cos L ideoque Sin 9 zz ——— J Habemus etium VG zz Cos 8 Oh Cos 8 Sin a Cos k
(6)
et si n exprimit Cos co Cos ca Sin Pnumerum minutorum temporis secundorum a conjunctione ad momentum observationis , erit, quuiu hoc tempore L locus sit
n Cos k Sin a
planetter VL zz . . . (7)
3600 Cosw Sin P K)
Sit O N perpendicularis a puncto O ad orbilam relativem
CosCOSin k ON: Sin P SincoSin k Sin P
+
NL—NV-^
ii Cos k Sin a 3600 Cos co Sin P(«)
§ 4. Ad locum projeetum observatoris in piano projectio¬
nis delerminandum per coordinatos ortogonales super ON et
lineam ad orbitam planetee relativam parallelum, ex Elementis Astronomi;« cognitum habemus, angulnm, quem diversi faciunt
paralleli cum horizonte absoluto loci hujus, qui Solem habet
Zenithalem, complementutn esse declinationis Solis; horizonille
absolutes, de quo nuper diximus, terminus est clarte et ob-scurai humispheree. Projecfionem igitur si consideramus in
planum illud horizontis absoluli, cerni potest distantia a
Cen-tro telluris ad punctum, ubi projectio centri paralleli in hojizon-tem inciditzz Sin / Cos8
8,
et longitudo lincre
projeclionis
rrSin
/
Sin 8
Sin, Angul. horar.
observatoris
ad
parallel,
ejus
rclatumv
=pi Cos/ Cos h
I
(9)
atqne Cosin. ejusdein
angul
i
zuinCos/Cos h
J
Ibojectionesigiturlenearum
Harum in
piano
horizontis
abso-^
luti sunt scqualcs viCos
/ Sin
h
et inCos
/
Cos
h Sin
dj
s
Si igitur projectionem
observatoris in
piano
horizontis
ab-soluti ad centrum telluris coordinatis
ortogonalibus
relatam,
niiorum alter projectio est
Meridiani
Universalis,
alter
veroprojectio illius
perpendicularis.
Tunc
distantia
ad projectionem
Meridiani Universalis parallela \
—
Sin / Cos8 — m Cos / Sin <5 Cos
h
distantia ad priorein
perpendicularis
rz;»/Cos
/
Sin
h
)
Sit igitur M locusobservatoris
in
piano
projectionis
pro-jeclus,
distantia
puncti
M
apuncto
O coordinatis ortogona¬
libus OP et PM determinabitur ita ut
OP — Si"l Cos 8—mCos
/
Sin8 Cos
h
.2
PM in Cos /Sin h .Si nunc coordinatos illos transferimus
ad
ON
etejus
per-pendicularem,erit
exElementis
Geometriae
Analyticse
distantia puncti M ab
O
ab
rectain
ON
relata
—Sin / Cos 8Cos 0 — vi Cos /
Sin 8
Cos
0
Cos
h
— m Cos l Sin 0 Sinh •
dist. vero puncti M ab
O
adperpendicularem
ipsius
ON
relata zü Sin / Cos 8 Sin 0 — rn Cos / Sin