Dr. Carl Stechert: Tafeln für die Vorausberechnung der Sternbedeckungen. 
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so wird 
AZi = (i+0-^p— (50) 
D>r s = (1+0^J- (511 
Aus Tafel 10 erhält mau mit dem Horizontal-Argument loa r sm . ' f ' und dem Vertikal-Argument <L—0 
... Stil (1 00./ 
den Werth l in Einheiten der dritten Dezimalstelle. J 
Es möge hier eingeschaltet werden, dass es für eine genäherte Vorausberechnung, wie sie hier gegeben 
werden soll, keineswegs unbedingt nothwendig sein wird, die Korrektionsglieder f, h, k und /*) zu berück 
sichtigen. Es erfordert aber andererseits, nachdem die Tafeln 7, 8, 9 und 10 einmal aufgestellt worden sind, 
das Hinzufügen der Korrektionsglieder eine so geringfügige Mehrarbeit, dass man (schon um die etwaige 
Anhäufung mehrerer zufällig in gleichem Sinne wirkender Fehler zu vermeiden) im allgemeinen wohl kaum 
Ursache haben wird, von der Benutzung dieser Korrektionen Abstand zu nehmen. 
Wir wollen nun die Punkte, wo der Stern in den Mondrand eintritt und denselben verlässt, mit E t 
und Ei, die Positionswinkel dieser Punkte (vom Nordpunkte des Mondes, entgegengesetzt der Bewegungs 
richtung des Uhrzeigers gezählt) mit Q\ und Qi bezeichnen; **) ferner seien Zy und —z% die Zeiten, welche 
der Stern gebraucht, um die Wege 1\ Ey bezw. T 2 E 2 zurückzulegen. Man findet dann, nachdem die in 
Figur 2 angegebenen Parallelen zu Dy D 2 geführt worden sind, auf Grund der obigen Annahmen: 
z\ _ zy _ T\E V __ E\F\ __ LD\ [1—cos (Qi—90°)] 
(F 0 +x 2 +y2)—•(T 0 +*i+ ¿/1) (x-i+y 2 )—(*,+iji) Ty T 2 T 2 Hy 2 LDy 
— sin 2 $ (Ql—90°) (B2) 
—¿2 ~z 2 _ Ti E-j Ej Fi _ LDy [1—cos (<g 2 —270°)] 
(jfä+afi+Jfi)—(*2+2/2)—(*1+2/1) 2\ T 2 TyHi 2LDy 
— sin 1 i (Q 2 +90°) (53) 
Am Schlüsse dieser Abhandlung ist (in 2 Exemplaren) ein Diagramm gegeben, in welchem die Bech- 
nungsgrössen Dy Ty und I), T auf den beigefügten Maassstäben abzusetzen sind, und aus welchem man, 
nachdem die Gerade Ty T> geführt worden ist, die Positionswinkel Q\ und (¿1 sofort von der Kreistheilung 
ablesen kann. Der konstruktive Theil der vorliegenden Methode ist also in sehr einfacher Weise auszuführen. 
Setzt man nun noch zur Abkürzung 
ff, <= Xy-\-yy (54) 
ff 2 — *2 + 2/2 (55) 
s0 wircl Zy — (ffj— Gy)sin 2 l (Qy— 90°) (56) 
z 2 = —(<r 2 —oi) sin 1 i (Qi+90 c ) (57) 
Aus Tafel 11 entnimmt man mit dem Argument Qy (Eingang auf der linken Seite) bezw. Q> (Eingang auf 
der rechten Seite) die Werthe sin 1 i (Qy—90°) bezw. sin 1 i (Q 2 +90°). Demnach stellen 
T 0 +Xy-\-ijy-\-Zy (58) 
und T Q +x 2 + 2/2+^2 (59) 
die Zeiten des Eintritts und Austritts dar. 
*) In § 4 Beispiel 2 wird eine solche Vorausberechnung ohne Berücksichtigung der Korrektionsglieder ausgeführt 
werden; die dort erhaltenen Resultate besitzen, wie eine Vergleichung mit den strengen Werthen zeigen wird, eine durchaus 
hinreichende Genauigkeit. 
**) Es möge hier auf den häufig ausgesprochenen Irrthum, dass man bei Benutzung eines terrestrischen Fernrohrs die 
Zählung der Positionswinkel in entgegengesetzter Richtung wie beim astronomischen Fernrohre vornehmen müsse, hin 
gewiesen werden. Die Positionswinkel sind auch in diesem Falle der obigen Angabe gemäss zu rechnen, es wird aber das 
Beobachtungsbild (von einem Punkte der nördlichen Halbkugel aus betrachtet) der Darstellung entsprechen, welche man 
erhält, wenn man die Figur 2 um ISO" dreht, also „auf den Kopf stellt“.