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Ans dem Archiv der Deutschen Seewarte — IS96 No. 3 — 
Man wird liier cos («'—«), wie auch später cos (d’—<5), gleich der Einheit setzen dürfen. Multiplizirt man 
demnach vorstehende Gleichung mit cos 6' und addirt hierzu die mit sin <T multiplizirte Gleichung (6), so folgt: 
sin P 
sin P' 
— COS (Ó'—Ö)—r COS <j' sin Pcos {B—u) COS (V — r sin <f' sin Psin d' 
= 1—r cos <(’ sin Pcos 6' —r sin <r' sin Psin Ó' — 1 s j n pt cos cos fl psin (Y sin Ct) 
1 tg g sing \ ? ¿i 
= 1—(8.2208) cos(d u —ff) (48) 
In dem kleinen Korrektionsgliede der rechten Seite ist ähnlich wie früher der mittlere Werth der Mond- 
Parallaxe eingeführt und d' durch <S Q ersetzt worden. 
II S 1 
Es möge nun durch die nebenstehende Figur die gegenseitige 
Stellung von Mond (L) und Stern (Tj, wie man sie bei Beob 
achtung einer Sternbedeckung von einem Punkte der nördlichen 
Halbkugel aus im umkehrenden Fernrohre erblickt, veranschau 
licht werden; hierbei werden wir für den vorliegenden Zweck von 
folgenden abkürzenden Annahmen Gebrauch machen. Wir werden 
erstens einstweilen davon absehen, dass der scheinbare Halbmesser 
des Mondes sich während der Zeit der Beobachtung beständig 
verändert; wir werden zweitens die durch den Mittelpunkt sowie 
durch den östlichsten und westlichsten Punkt des Mondes (D\ 
bezw. Dl) gelegten Stundenkreise in der Figur als gerade, paral 
lele Linien darstellen. Wir werden endlich annehmen, dass auch 
die Linie T\ T-i, welche den scheinbaren Weg des Sterns in Bezug 
auf den als ruhend betrachteten Mond darstellt, eine Gerade ist, 
und dass die Bewegung des Sterns auf diesem Wege mit gleich 
förmiger Geschwindigkeit vor sich geht. — Wenn wir nun sämmt- 
liche Grössen auf der Osthälfte des Mondes durch den Index 1, 
sämmtliche Grössen auf der Westhälfte durch den Index 2 charak- 
terisiren, so haben wir bei Ausführung der Zeichnung folgende 
Abmessungen einzutragen: 
LDi = LDi — R' = (9.4354) P' 
D t T, == d’—D 
i), Ti = d’.-D. 
Es bedarf hierbei wohl kaum der Erwähnung, dass die Grössen d,—D und <$' 2 —D nach den oben 
entwickelten Formeln für die Zeiten T a -\-x+y zu berechnen sind. — Man wird aber offenbar eine der 
obigen ähnliche Figur erhalten, wenn man jede der 3 genannten Abmessungen mit —multiplizirt, 
also in der Figur 
LDi — (0.0030). (9.4354) = (9.4384) = 0.2744 
— ~ (1+0.0069) 
•sin <(' 
D { Ti = (0.0030J 
= (l+| —(8.2208) - 
1—(8.2208) - cos(d-g) 
sin g 
cos (ß 0 -g)+0.0069 
']) 
sin q 
<)\—D 
P 
d\-D 
P 
D-iT-i = (l+[-(8.2208) r ^j' cos(d 0 -g)+0.0069]) ^- p D 
macht. Der wesentliche Vortheil der letzteren Umformung besteht darin, dass man bei der Konstruktion 
den Halbmesser des Mondes jetzt als eine konstante Grösse betrachten kann. Setzt man schliesslich noch 
l = -(8.2208) r cos (ß c —g) + 0.0069 
v sing \ o i 
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