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Aus dem Archiv der Deutschen Seewarte — 1S99 Mo. 1 — 
zu benutzen, also die Berechnung der Werthe DT sowohl für den östlichsten und westlichsten Randpunkt 
als auch für den Mondmittelpunkt durchzuführen. Diese Vermehrung der Genauigkeit ist aus dem Grunde 
wünschenswerth, weil die Zeit, welche der Stern gebraucht, um vom Stundenkreise des östlichsten zu dem 
jenigen des westlichsten Randpunktes zu gelangen, in diesem Falle ungefähr doppelt so gross ist als bei 
einer Fixsternbedeckung; man würde deshalb einen nicht unwesentlichen Fehler begehen, wenn man für eine 
so lauge Zeit eine geradlinige und gleichförmige relative Bewegung voraussetzen wollte. Weil aber die Werthe 
i sin g unf | — ( . zun ä c hst unbekannt sind, wird es nicht möglich sein, die Grössen Ci und c 2 aus den 
sing 
Tafeln zu entnehmen. Man würde nun mit einer für das Problem genügenden Genauigkeit cj +('2 = 0 setzen 
können, doch kommt man im Durchschnitt der Wahrheit noch etwas näher, wenn man statt dessen für c'i + 
den oben angegebenen Mittelwerth einführt. Im allgemeinen wird man hierdurch im Stande sein, die Kon 
taktmomente innerhalb einer halben Minute zu ermitteln. Trotzdem diese Genauigkeit für die Praxis wohl 
als ausreichend bezeichnet werden darf, sind die obigen Entwickelungen etwas strenger als unmittelbar zur 
Ableitung des Mittelwerthes erforderlich durchgeführt und die Tafeln 16 und 17 entworfen worden, weil es 
vielleicht manchem Beobachter angenehm sein dürfte, wenn hier auch gezeigt wird, wie man ohne grosse 
Arbeit zu einer Vorausberechnung gelangen kann, welche sich von den Resultaten einer strengen Rechnung 
stets nur um wenige Sekunden unterscheidet. — Man wird nämlich in diesem Falle nur in erster Näherung 
r sin <p 
sin g 
von dem obigen Mittelwerthe Gebrauch machen, später aber, nachdem genügend genaue Werthe von 
und d—g erlangt sind, die Tafeln 16 und 17 zur Entnahme von c t und c 2 benutzen und alsdann die Rech 
nung mit den strengeren Werthen von R’ wiederholen. An einem Beispiel wird später gezeigt werden, dass 
es nicht erforderlich ist, die erste Näherung vollständig zu Ende zu führen. — Günstiger noch gestaltet sich 
die strengere Vorausberechnung der inneren Kontaktmomente. Hier bietet die oben erwähnte, für den Mond 
mittelpunkt durchgeführte Berechnung schon hinreichend genaue Werthe von un< l ^—g, so dass 
die Benutzung der Tafeln 16 und 17 und somit eine Rechnung nach den strengeren Formeln ohne weiteres 
möglich ist. 
Wir kehren nach diesen Vorbereitungen zurück zu der früher bereits in Aussicht genommenen Aufgabe, 
nämlich zur Ermittelung der scheinbaren Konjunktionszeiten beider fingirten Sterne. Zunächst wollen wir 
in 
Analogie unserer früheren Betrachtungen setzen 
yii 
1J 
(77) 
Dann ist also nach (70) die Rektascensionsdifferenz zwischen dem wirklichen Stern und den beiden fingirten 
(78) 
y Q 5,- 
' cos d 
y<> 
ID 
(79) 
Wir werden später gelegentlich von dem folgenden, sehr nahe richtigen Werthe Gebrauch machen 
// __ _l_ 
cos Ö 4 p\ 
Der numerische Faktor ist so gewählt, dass man a in Bogenminuten erhält, wenn man \A in Zeitsekunden 
ausgedrückt einführt. - Auf Grund der strengen Gleichung (78) entfernen sich Stern und Mond um den 
Betrag a in wahrer Rektascension von einander in der Zeit 
1] 
yQ 
\D COS Ó" 
- e 
cos d 1 
COS 6' p\ 
_’cos(d'—[d'—dj) y q 
cos 0’ p\ 
Daher ergiebt sich nach Ausführung einiger in unserem Falle zulässiger Vereinfachungen: 
x = -F 
Sy 
P1 
(l + «Ji 1" [d'—d] tg d 0 ) — 
2 Q 
P 
ß- (1 + sin 1 " [57' -¿".27-8T80] tg d : 
1 \ J1 
) 
1+(8.2188) 
d'—d 
// 
tg d. 
(80)