230
setze  die  Sonne  unbeweglich  in  C  (Fig.  47.)  um  welche  die
Erde  die  beynahe  kreisförmige  Bahn  ABDE  beschreibe,  in
deren  erweiterten  Ebene  ein  Stern  S  stehe.  Steht  die  Erde ¬
  in  B  auf  der  geraden  Linie  SC,  welche  von  der  Sonne
Can  den  Stern  S  gezogen  ist;  so  sieht  der  Beobachter  den
Stern  an  derselben  Stelle  des  Himmels,  wo  er  aus  dem
Mittelpunkt  der  Sonne  gesehen  erscheinen  würde.  Bewegt
sich  die  Erde  nach  D;  so  wird  die  Gesichtslinie  DS  mit  der
vorigen  CS  den  Winkel  CSD  machen,  welcher  am  grösten
seyn  wird,  wenn  die  SD  die  Erdbahn  in  D  berührt.  Bey
der  Bewegung  der  Erde  von  D  gegen  E  wird  dieser  Winkel ¬
  wieder  abnehmen,  in  E  auf  der  Verlängerung  von  SC
verschwinden,  von  E  bis  A,  wo  die  SA  die  Erdbahn  berührt, ¬
  wachsen,  hernach  abnehmen,  und  in  B  verschwinden.
Die  in  der  Ekliptik  stehende  Sterne  werden  also  in  derselben ¬
  eine  vor-  und  rückwarts  gehende  Bewegung  zu  haben
scheinen,  und  sie  werden  sich  in  der  Mitte  der  von  ihnen
beschriebenen  Bogen  der  Ekliptik  befinden,  wenn  sie  in  Conjunktion ¬
  oder  Opposition  mit  der  Sonne  sind,  an  ihren
Endpunkten  aber,  wenn  ihre  scheinbaren  Abstände  von  der
Sonne  —  90  Gr.  sind.
Bey  dem  ersten  Anblick  scheint  es  unmöglich,  diese
scheinbaren  Bewegungen  zu  bestimmen,  weil  die  Fixsterne
selbst  die  als  unbeweglich  betrachtete  Punkte  der  Himmelskugel ¬
  sind,  auf  welche  wir  die  Bewegungen  beziehen,  und
durch  dieselbe  die  Lage  des  Aequinoktialpunkts  gegeben  ist,
von  welchem  an  die  Längen  gerechnet  werden.  Aber  diese
Bewegungen  müßten,  wenn  sie  anders  merklich  sind,  sich
zeigen,  wenn  man  zwey  Sterne  zu  verschiedenen  Jahrszeiten
mit  einander  vergleicht.  Man  meße,  wenn  die  Erde  in
B  auf  der  geraden  Linie  zwischen  S  und  E  ist,  den  Abstand
SBs  eines  zweyten  ebenfalls  in  der  Nähe  der  Ekliptik  stehenden ¬
  Fixsterns  s  von  dein  S,  welcher  ungefähr  90°  betrage. ¬
  Wenn  die  Erde  nach-e  gekommen  ist,  wird  man
durch  Fernröhren  den  Stern  S  bey  Tag  und  ziemlich  nahe
bey  der  Sonne  beobachten  können,  wo  der  Winkel  Bde  sehr
klein  seyn  wird.  Man  wird  also  auch  den  scheinbaren  Abstand ¬
  des  der  zwey  Sterne,  wenn  die  Erde  in  e  ist,  beobach=