1aus erhellet, daß die Centrifugalkräfte wachsen, wie die
2Quadrate der Umlaufszeiten.
3Nun komme der äußere Planet in der Zeit = 1 herum:
4wie oft wird sich der nähere Planet umdrehen müssen, um
5sich dort zu erhalten, nämlich in einer Distanz =14?
6Aus der Lehre von der Attraktion∗folgt, daß seine Cen-212
7trifugalkraft 16 mahl größer; folglich ist seine Centrifugal-
8kraft, wenn er zu gleicher Zeit mit dem entfernten herum-
9kömmt, um 64 zu klein weil sie nur =14des äußern ist.
10Sie muß also 64mahl größer werden. Dieses geschieht aber,
11wenn wir ihn 8mahl herumlaufen lassen. – Dadurch wird
12seine Centrifugalkraft um 64mahl größer, wie wir gesehen
13haben, und nun läuft er ohne wegzufliegen oder in den
14Mittelpunkt zu stürzen, ordentlich fort. Nun sind aber
15Die Distanzen 1 und 4.
16Die Umlaufszeit 1 : 8.213
17Cubi der ersteren=1 : 64
18Quadrate der letzteren = 1 : 64
19Also das Keplerische Gesetz!«
20So hätten wir denn nun durch das Keplerische Gesetz eine Him-
21melslandkarte! Aber es fehlt der Maßstab dazu. Dieses ist die
22absolute Entfernung der Erde von der Sonne. Es frägt sich also:
23was beträgt diese und wie hat man sie gefunden?
24An eine eigentliche Messung derselben ist natürlich nicht zu
25denken. Auch mittelst einer Standlinie geht es nicht. Will man
26nämlich auf Erden die Entfernung eines Gegenstandes wissen,
27zu den man nicht geradezu gelangen kann: so mißt man eine
28Standlinie oder Basis, und bestimmt an den Enden derselben die 2
29Winkel, welche die Linien, von da aus nach den Gegenstand gezo-
30gen, bilden. Aus diesen drey bekanten | Datis, läßt sich dann alles214
31Uebrige im Dreyeck, und folglich auch die beyden andern Sei-
32ten desselben, und also die Entfernung des Gegenstandes finden.
33Allein dieß ist für Gegenstände am Himmel nicht anwendbar, weil
34alle Linien, von der Erde dahin gezogen parallel sind, und folglich
35an der Basis keine andere als rechte Winkel bilden. Nähme man