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Aus dem Archiv der Deutschen Seewarte — 1899 No. 1 — 
dasselbe Intervall in mittlerer Zeit ausgedriickt sei y. Da im Augenblicke der wahren Konjunktion die 
Sternzeit am Beobachtungsorte 0 O +/ ist, so bat man dort im Augenblicke der scheinbaren Konjunktion die 
Sternzeit 0 O + / + y s . Ferner können wir die Annahme machen, dass für die wenigen in Betracht kommen 
den Stunden die Bewegungen von Mond und Sonne in den wahren Koordinaten gleichförmig erfolgen; es 
ist also « = A 0 + (9.99881) A« . y„ 
A = A a + (9.99881) AA . y K = A 0 + ±A.y 
Berücksichtigt man ausserdem, dass für den von uns betrachteten Fall a—A ein kleiner Winkel ist, und 
dass es demnach gestattet sein wird, den Bogen an Stelle des Sinus zu setzen, so gebt die Gleichung (64) 
über in die folgende: 
(At<—AA) cos d 
sin (ß 0 —A a +).+yx—±A. y) 
(9.99881) 
r COS ff' 
Vs 
Nach den Substitutionen 
und 
\A = Act— AA 
11 = P—n 
AA cos fl 
11 
Pt 
(65) 
(66) 
(67) 
erhält man endlich 
sin (0 e —A 0 +?.+i/a— AAi/) = (9.99881) 
Pt 
r COS (// 
V» 
(68) 
der Gleichuns 
Man erhält aus dieser Gleichung durch zweimalige Benutzung der Tafel 5, welche eine Lösung 
sin (S+yA = (9.99881) V» 
giebt, die Unbekannte y. Indem man nämlich zunächst das kleine Korrektionsglied AA. y vernachlässigt, 
ergiebt sich aus der Tafel ein schon sehr nahe richtiger Werth von ?/; durch die Wiederholung der Inter 
polation für das Vertikal-Argument ,, „ . . , . , 
erhält man dann den strengen Werth. Es möge gleich hier bemerkt werden, dass für die zweite Näherung 
das Korrektionsglied AA. y unmittelbar aus Tafel 19 mit den Argumenten AA und y entnommen werden kann. 
Wir wollen uns jetzt einen Augenblick vorstellen, 
dass sieb am Himmel an Stelle des Mondes M\ 
und der Sonne 8\ erstens ein Mond M 2 mit dem 
scheinbaren Radius R’A- Ix e sowie zweitens ein 
Stern S-2 befinde (Fig. 3). Den substituirten Kör 
pern Mi und S 2 mögen die gleichen Koordinaten, 
stündlichen Bewegungen und Parallaxen zukommen, 
welche die wirklichen Körper M\ und S\ besitzen. 
Es ist nun ohne weiteres klar, dass der Eintritt 
des Sterns Si in den vergrösserten Mond M 2 und 
der Austritt aus demselben in den gleichen Mornen- 
Ringförmige Sonnen- ten erfolgen werden, in welchen die äusseren Kon- 
finstomiss. takte der wirklichen Körper M\ und S\ stattfinden. 
— Wenn wir uns andererseits vorstellen, dass an 
Stelle der wirklichen Körper M\ und 8\ ein Mond M- d (oder MA mit dem Radius A"—E & (oder E e —W) 
sowie ein Stern S3 (oder N4) gesetzt sei, so erkennt man, dass Eintritt und Austritt des Sterns 83 (oder N4) 
gleichzeitig mit den Momenten der inneren Kontakte der wirklichen Körper eintreten müssen. Wir sind auf 
Grund dieser Betrachtungen im Stande, das Problem der Sonnenfinsterniss auf dasjenige der Sternbedeckung 
zurückzuführen. Freilich sind hierbei die in der früheren Abhandlung enthaltenen Ausführungen und Formeln 
jetzt nicht ohne weiteres anwendbar, weil wir damals angenommen hatten, dass die Koordinaten des Sterns 
unveränderlich seien und dass der letztere keine merkbare Parallaxe besitze. 
Wir haben zunächst, wie früher, die Zeiten zu ermitteln, zu welchen der Stern (Sonnenmittelpunkt) S 
die Stundenkreise des östlichsten und westlichsten Randpunktes des vergrösserten (oder verkleinerten) Mondes 
Totale Sonnen 
finsterniss.