26 Annalen der Hryrdrographie und Maritimen Meteorologie, Januar/Februar 1933, 
die Höhe der Venus selber ändert. Für systematische Beobachtungen würden 
sich also, ähnlich wie etwa beim aschgrauen Mondlicht, die Einflüsse der atmo- 
sphärischen Lichtverschluckung auf Sonne und Gestirn miteinander auf erkenn- 
bare Art verwickeln. Aber schon diese wenigen gelegentlichen Betrachtungen 
geben uns, wenn wir sie unter einem bis hierher außer Acht gelassenen Gesichts- 
punkte ordnen, einzelne weitere Aufschlüsse. Es ist die Phase gemeint. 
Die synodische Umlaufszeit der Venus beträgt 583,92 Tage. Es ist die Zeit, 
in der sich alle Phasen der Sichtbarkeit wiederholen. Der unteren Konjunktion, 
wo der Wandelstern zwischen Erde und Sonne sıcht, folgt nach 5 Wochen etwa 
die Phase des größten Glanzes, nach weiteren 5 Wochen die des größten west- 
lichen Sonnenabstandes von ungefähr 46°, Venus bleibt noch Morgenstern, bis 
sie 291,96 Tage nach der unteren Konjunktion die obere erreicht, hinter der Sonne 
steht und Abendstern wird, worauf sich die Phasen in umgekehrter Folge wieder- 
holen, also der größte östliche Abstand etwa 10 Wochen und der höchste Glanz 
etwa 5 Wochen vor der neuen unteren Konjunktion, Da die Erdbahn nur wenig 
exzentrisch ist und die Bahn der Venus noch weniger, ist man berechtigt, als 
Phase einer einzelnen Beobachtung einfach die Anzahl der seit der letzten 
unteren Konjunktion vergangenen Tage anzusetzen, mit Abrundung auf den 
vollen Tag. Behufs Mittelbildung wurden die 584 Tage in 6 Abschnitte zerlegt; 
die Trennung wurde nach 97, 194, 291, 389 und 486 Tagen vollzogen. Die Rech- 
nung wurde zunächst besonders durchgeführt für die kleinen Sonnenhöhen von 
—8.0° bis —5.8° und die großen Höhen von —5.7° bis + 1,2°, 
Mittelt man also die Beobachtungen in dem ersten Phasenraum von 0 bis 
97 Tagen zunächst für die kleinen Höhen, nachdem man zu jeder Notiz die 
positive oder negative Abweichung von der vorhin mitgeteilten täglichen Kurve 
hingeschrieben hat, so bekommt man aus den nur 11 Beobachtungen eine mittlere 
positive Abweichung von 0.42 Stufen; mittelt man für die großen Höhen, so er- 
hält man 0.91 Stufen aus 69 Beobachtungen; endlich, wenn man alle Höhen zu- 
sammenfaßt, 0.84 Stufen aus 80 Schätzungen, Die verhältnismäßig große Ab- 
weichung von der Kurve kann nicht überraschen, da ja dieses erste Sechstel 
der Periode die Zeit umfaßt, wo der Morgenstern infolge seiner günstigen Stellung 
zur Erde und Sonne für uns die höchste wahre Lichtstärke hat. Das zweite 
Sechstel bringt schon den Rückschlag. Es ergeben 14 Beobachtungen bei kleiner 
Sonnenhöhe zufällig genau die mittlere Abweichung Null; 120 Beobachtungen 
bei großer Höhe ergeben — 0.58 Stufen, d.h. der Stern erscheint uns über eine 
halbe Stufe schwächer als die Kurve verlangt; dieses auch dann noch, wenn wir 
große und kleine Höhen zusammenfassen, wo wir —0.52 aus den 134 Beob- 
achtungen erhalten, 
Im dritten Abschnitt ergeben 22 Schätzungen bei kleiner Höhe — 40.86 als 
Abweichung, während 23 bei großer Höhe — 0.19 ergeben; alle 45 Schätzungen 
zusammen ergeben wieder — 0.52. Der vierte Abschnitt, also der erste der 
Sichtbarkeit des Abendsterns, ergibt aus nur 8 Beobachtungen in großer Höhe 
+ 0.30, ein Betrag, der auf 0.31 ansteigt, wenn man die einzige Beobachtung 
Tahelle 8 bei kleiner Höhe hinzunimmt. Die Zu- 
nahme der Helligkeit gegen den dritten 
Abschnitt, der doch zu diesem symme- 
trisch liegt, fällt auf trotz der Dürftigkeit 
des Materials. Im fünften Abschnitt, der 
dem zweiten entspricht, erhalten wir 
+0.04 aus 17 Beobachtungen bei großer 
Höhe, während die bei kleiner Höhe hier 
Fehlen. Sie fehlen auch in dem sechsten 
Abschnitt, in welchem 37 Beobachtungen 
bei großer Höhe -} 0.48 ergaben; es ist der Abschnitt, in den die größte wahre 
Helligkeit des Abendsterns fällt. 
Wir stellen nun in Tabelle B die Abweichungen in den 6 Abschnitten zu- 
sammen, und zwar gemittelt für alle Sonnenhöhen von — 8.0° bis +1.2°, Es 
fällt schon hier auf, daß der Abendstern im ganzen heller erscheint, auch