Dr. Carl Steehert: Tafeln für die Vorausberechnung der Sternbedecknngen. 
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Archiv 1*96. 3. 
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§ 6. Vorausberechnung für eine grössere Anzahl benachbarter Sterne. 
Bei der Vorausberechnung der Bedeckung einer grösseren Anzahl benachbarter Sterne (z. B. der Ple- 
jaden) pflegt man ein graphisches Verfahren anzuwenden. Man trägt nämlich den scheinbaren Weg des- 
Mondmittelpunktes, sowie die Oerter der Sterne in ein Millimeterpapier ein und führt um jeden Stern als 
Mittelpunkt einen Kreis, dessen Halbmesser dem scheinbaren Mondradius entspricht. Da die Durchschnitts 
punkte dieses Kreises mit der Mondbahn die Oerter des Mondmittelpunktes im Augenblicke des Eintritts 
und des Austritts des Sterns in den Mondrand angeben, so kann man mit Hülfe eines Maasstabes die 
Zeiten dieser Phänomene konstruktiv ermitteln. — Es soll nun kurz darauf hingewiesen werden, dass sich 
die Berechnung des scheinbaren Mondweges durch Benutzung der hier gegebenen Tafeln wesentlich abkürzen 
lässt. 
Es seien a n und ö H die wahren, in den Ephemeriden angegebenen Koordinaten des Mondes für die 
n Vi Stunde mittlerer Greenwicher Zeit; die der n tcn Stunde entsprechende Stemzeit in Greenwich sei 0 n . 
Man kann nun mit Hülfe der Tafel 5 diejenige mittlere Zeit des Beobachtungsortes finden, zu welcher der 
Mond die scheinbare Rektaszension u n besitzt. Zu diesem Zwecke entnimmt man mit den Argumenten 
!COS Sn 
P. r COS<p' 
(horizontal) und 6 n — a n + X (vertikal) aus der erwähnten Tafel den Werth y; dann ist 
n+X+y die gesuchte mittlere Ortszeit. Wenn man wie früher die Bewegung des Mondes in wahrer Dekli 
nation für einige Stunden als gleichförmig betrachtet, so ist in dem zuletzt genannten Zeitpunkte die wahre 
Deklination 
ó — d«+A d • ÌJ 
Man kann daher auf Grund der Entwickelungen in § 2 die scheinbare Deklination, d', durch die Formeln 
finden , , 
ty_V 
^ J cos (fl n —«»+¿+2/«) 
d—d 
p 
Y Sin il' ... . 7 , 
_____ sm(i- 9 )+h+k 
Die Werthe der Grössen y s , h und k sind ebenso wie früher aus den Tafeln 6, 8 und 9 zu entnehmen. — 
Endlich erhält man durch die Formeln 13, 48 und 45 
R' = Q.P. 
sin P' 
sin P 
¿ - *(!+/) - B+f.R, 
wo R den wahren Radius des Mondes bezeichnet. Man wird stets eine genügende Genauigkeit erreichen, 
wenn man die Grössen R und P für einen mittleren Zeitpunkt aus den Ephemeriden entnimmt und die 
selben dann für einige Stunden als konstant betrachtet. 
Beispiel. 1896 Sept. 26, Bedeckung der Plejaden. 
Beobachtungsort: Hamburg; ). = +0 h 39”54 s — +0 I, .665; y — -P53°33(12; r cos <p — (9.7748). 
Berechnung der scheinbaren Mondörter. 
1. 
n 
9 h .O 
9 h .5 
10 h ,0 
10 h .5 
3. 
C, 
tl 
V2 h 23 m 9 s i| 
2. 
n (in Sternzeit) 
9 h I ro 99’ 
10 tl 31 ra 43 s 
15. 
V 
54:41 
¡ 4 - 
Sn 
•21 24 38 
22 54 52 
16. loaP 
1.7357 1 
5. 
«n 
3 37 39.9 
3 h 38"'4410 
3 h 39 m 4S12 
3 40 52.5 
21. 
A 8 
! 6. 
$ n n 
17 46 58 
19 14 0 
22. loa A 8 
0.828 II 
1. 
@11 
18 26 52 
19 53 54 
1 
S. 
(in Bogen) 
276'43' 
2S3°58' 
291° 13' 
29S°2S' 
39. 
R 
1B85 
1 
40. 
f 
+0.006 
9. 
211358 
2114:10 
41. 
fR 
+0:09 
¡10. 
A a 
32:037 
32:145 
42. 
R' 
14:94 
11. 
K 
+24°43:3 
+24° 46(6 
+24°50!0 
+24“ 5313 
19. 
log bä 
1.5056 
1.5071 
13. 
cos 8 n 
9.9583 
9.9577 
14. 
A a cos S n 
1.4639 
1.464S 
17. 
p’ 
9.7282 
9.7291 
Scheint). Oerter einiger Plej.-Sterne. 
r 
CO 
M 
£ 
O 
a app. 
8 app. 
16j/Plej. 
5.7 
3 h 3S m 41153 
+23°5S' 576 
17 b » 
4.1 
3 38 45.97 
+23 47 29.2 
19 c > 
4.5 
3 39 4.99 
+24 8 45.9 
20c > 
4.0 
3 39 42.26 
+24 2 51.S 
21 k » 
6.0 
3 39 46.72 
+24 14 5.4 
7.2 
3 39 55.21 
+24 12 30.8