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Aus dem Archiv der Deutschen Seewarte — 1S94 No 1 — 
Deklination (diese Grenze wird nach Meridiankreis-Beobachtungen in Greenwich 1889 unter 86 Beobachtungen 
nur 2 Mal überschritten) in q einen Fehler von —p verursachen. Damit derselbe möglichst gross wird, muss 
P sehr klein sein; für P = 54' ist der Fehler in q gleich 0.00154. Die Einwirkung desselben auf die 
Greenwicher Zeit ist ganz dieselbe, wie diejenige von dv in § 29 und § 30. Unter den dort gemachten 
Voraussetzungen würde, wenn der Abstand der Sternsekante vom Mondmittelpunkte gleich dem halben 
Mondradius ist, der obige Fehler in q von 0.00154 die Zeit des ersten Meridians um 6 S fälschen; wenn der 
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Abstand d — -tt k ist, beträgt der Fehler der Greenwicher Zeit 14". 
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Wie gross im Allgemeinen, abgesehen von den Einflüssen etwaiger Fehler im Stundenwinkel und in 
der Breite, die zu erwartende Genauigkeit des aus einer beobachteten Stern-Bedeckung folgenden Chrono 
meterstandes ist, ist ebenfalls aus „Die Verwerthung von Stern-Bedeckungen für die Chronometer-Kontrole 
auf See“ in den Annalen der Hydrographie und maritimen Meteorologie 1890, pag. 243, zu ersehen. Bei 
den 36 an festen Sternwarten beobachteten Stern-Bedeckungen ist das Mittel aller Fehler in der Greenwicher 
Zeit 6?5. Fehler über 10 s kommen nur 7 Mal vor (grösster Werth 17 s ); sie alle haben ihre Entstehung in 
der grossen Entfernung der Sternsekante vom Mondmittelpunkte, wo gerade der Fehler der Deklination sich 
besonders stark geltend macht. 
II. Bedeckungen von Planeten. 
Bei den Bedeckungen der grossen Planeten durch den Mond, deren Elemente im Jahrbuche auf Seite 
197 bis 200 mit angegeben sind, macht sich gegenüber den Fixstern-Bedeckungen wegen des hier zu be 
rücksichtigenden Halbmessers und der Horizontal-Parallaxe der Planeten ein dreifacher Unterschied geltend. 
Zunächst gestaltet sich die parallaktische Verschiebung des Planeten gegenüber dem Monde beim Ueber- 
gang vom Erdmittelpunkte nach dem Beobachtungsorte insofern anders, als hier die von diesen beiden 
Punkten nach dem Planeten gezogenen Geraden wegen der Planeten-Parallaxe nicht als parallel angesehen 
werden können; zweitens darf die Bewegung des Planeten am Himmel und die dadurch erzeugte Veränderung 
in der Lage der Mondsekante nicht vernachlässigt werden, und drittens endlich kann wegen der scheiben 
förmigen Gestalt des Planeten der Augenblick, in welchem die vom Mittelpunkte des Planeten nach dem 
Auge des Beobachters gezogene Gerade den Mondrand berührt, nicht durch unmittelbare Beobachtung ge 
funden werden, sondern nur derjenige Moment, in welchem der helle Planetenrand den dunkeln Mondrand 
zu berühren scheint. In Folge dessen ist auch die dieser Erscheinung entsprechende mittl. Greenw. Zeit zu 
berechnen, wenn man den Stand des Chronometers finden will. 
Im Folgenden sollen diese 3 Abweichungen von den Fixstern-Bedeckungen in der soeben angegebenen 
Ileihenfolge behandelt werden. 
§ 32. Einfluss der Planeten-Parallaxe. In folgender Fig. 24 möge 0 der Ort sein, an welchem die Be 
rührung des hellen Bandes eines Planeten mit dem dunklen Mondrande beobachtet worden ist. Seine Breite 
sei <yj und der dem Augenblicke der Beobachtung entsprechende Stundenwinkel des Planeten sei t, so ist 
wieder T (] die mittl. Greenw. Zeit, in welcher die Mittelpunkte beider Gestirne, vom Erdmittelpunkte M 
gesehen, in demselben Deklinationskreise erscheinen. Beim Uebergange von M nach 0 verschiebt sich 
aber die Linie M,J nicht parallel mit sich selbst, sondern sie geht in die Richtung OJ über. Rennt man 
den Punkt, in welchem die Linie JO die durch L u _L JM gelegte Ebene schneidet, J u ', so ist J u J„' die 
parallaktische Verschiebung des Planeten beim Uebergange des Beobachters von M nach 0, dieselbe kann 
man sich wieder im Sinne von § 22 in die beiden Komponenten v’ und u' zerlegt denken. Es ist aber 
./.Tj,': JO = u'\u. Fasst man hierin JJJ als die Differenz der Entfernungen des Planeten und des Mondes 
von der Erde auf, so ist, wenn man die Horizontal-Parallaxe des Mondes mit P, diejenige des Planeten 
mit p bezeichnet, in der Einheit des Äquatorealen Erdhalbmessers ausgedrückt, JJJ = — • 
sin p sm P 
Setzt man ferner JM = JO, eine Annahme, die wegen der im Vergleiche zum Erdhalbmesser stets sein- 
grossen Entfernung der Planeten stets zulässig ist, so ist