Dr. Carl Stechert: Die Vorausberechnung der Sonnenfinsternisse etc. 
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Substituid man nun 
und 
so wird 
e = log |l + (8.2188) ä Ö tg d 0 j 
log x — log J -f-1 
(81) 
(82) 
(83) 
Aus Tafel 18 erhält man mit den Argumenten —jj— (vertikal) und d 0 (horizontal) den Werth t in Einheiten 
der vierten Dezimalstelle; e ist positiv, wenn die beiden Argumente das gleiche Vorzeichen haben, es ist 
dagegen negativ, wenn die Argumente entgegengesetzte Vorzeichen haben. — Der Werth x erscheint hier 
als Bruchtheil einer Stunde mittlerer Zeit; dieselbe Grösse in Sternzeit und Bogenmaass (Minutenbruch) 
ausgedrückt, möge mit x s bezeichnet werden, also 
x s = 902146 x = (2.95543) x (84) 
Um nun die zwischen der wahren und der scheinbaren Konjunktion der fingirten Sterne verfliessende 
Zeit zu ermitteln, haben wir in Gleichung (68) zu ersetzen 
6 0 durch 6 a ~Xg 
A 0 durch A 0 Ta 
Macht man nunmehr von dem in der Gleichung (79) gegebenen Werthe von a Gebrauch, so ist die an Q 0 —A c 
anzubringende Korrektion, welche wir mit M bezeichnen wollen, 
m = + [902:46a;— 4- — = + [902:46»— ] $1 
L 4 p x J 1 4 'J 
Da es erlaubt sein wird, in dem relativ kleinen zweiten Gliede der rechten Seite S durch x zu ersetzen, so 
erhält man nach der Substitution 
n = 902.46 r tsA (85) 
4 
M = o . x 
(86) 
Tafel 15 giebt mit dem Argumente den Werth log o. Nach der weiteren Substitution 
S= H z —A 0 TM—±A.y (87) 
geht schliesslich die Gleichung, mit Hülfe derer wir die Unbekannte y s berechnen, über in 
sin {S+i+ys) = (9.99881) Vs (88) 
Fasst man nochmals die bisherigen Ueberlegungen zusammen, so erkennt man, dass die vier numeri 
schen Werthe, welche sich unter Berücksichtigung der doppelten Werthe von N’ R und der doppelten Vor 
zeichen von x für den Ausdruck T 0 + x + y ergeben, die mittleren Greenwicher Zeiten darstellen, zu welchen 
der Stern (Sonnenmittelpunkt) den Stundenkreis des östlichsten und des westlichsten Bandpunktes des ver- 
gi'össerten bezw. des verkleinerten Mondes passirt. Der Stundenwinkel des Mondmittelpunktes ist für diese 
Zeiten am Beobachtungsorte S+).-\-y s . 
Wir wollen nun für die angegebenen Zeiten T 0 +x + y die Werthe von ö'—D' berechnen. Zunächst 
können wir die folgende Zerlegung vornehmen: 
d'-D' = (d'-d) + (d-d 0 ) + {d 0 -DJ - (D-D 0 ) - {D'-D) (89) 
Weil in diesem Falle Stern (Sonne) und Mond sehr nahe bei einander stehen und die Parallaxe des ersteren 
sehr klein ist, so können wir mit vollkommen ausreichender Genauigkeit schreiben: 
D'-D = y {d'-d) (90) 
Berücksichtigt man ferner, dass wir für die wenigen Stunden, während welcher die Bedeckung von Punkten 
der Erdoberfläche überhaupt beobachtet werden kann, bei beiden Himmelskörpern eine gleichförmige Be 
wegung in beiden Koordinaten vorausgesetzt haben, so wird 
d —d 0 = 4d (x+y) 
D—D a = \D {x+y) 
(91) 
(92)