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Aus dem Archiv dev Deutscheu Seewarte — 1S99 No. 1 — 
Jene Gleichung lautet demnach für unseren Fall: 
£ 2 ^ A« cos d a —AA cos D 0 
/Ad-A D., V 
-«j +( p— t + <lo—v) 
(124) 
Im ersten Gliede der rechten Seite werden wir, ohne einen erheblichen Fehler zu begehen, cos D a durch 
cos d 0 ersetzen können; nach den Substitutionen 
, ( A«—AM) cos d 0 
n 
Pi p 
Ol 
-i 1. 
1 ^ 
<1 
¡1 
¡3 
(12Ö) 
wird also 
k- = (p' i l — u) 1 +{q' i t + q ü —vy 1 
(127) 
In Worten: Wenn der zur Bedeckung gelangende Stern eine geringe eigene Bewegung besitzt, so ist in die 
Definitionsgleichungen von p' und q' an Stelle der Mondbewegung die Differenz der stündlichen Bewegungen 
beider Himmelskörper einzuführen; im übrigen bleibt die Rechnung ungeändert. 
Wir wollen zweitens das Problem der Fixsternbedeckung in einer anderen Weise erweitern, indem wir 
nämlich annehmen, dass die Entfernung des Sterns von der Erde im Verhältniss zur Mondentfernung zwar 
sehr beträchtlich, immerhin aber nicht unendlich gross sei. In der nachstehenden Fig. 7 möge S den Stern 
und B den Beobachtungsort bezeichnen. Denkt man sich wieder durch den Punkt L 0 eine Ebene gelegt, 
welche senkrecht zu SO steht, so würde mau für den vorliegenden Fall ähnliche Betrachtungen wie oben 
ausführen können, nur würden die Strecken 
treten. — Es möge ferner die Parallaxe des Sterns mit n bezeichnet werden, d. h. wir nehmen an, dass 
man den Erdradius vom Stern aus gesehen unter dem Winkel n erblickt. Nun sind, wie man leicht aus 
den früheren Formeln erkennt, die Strecken u und v in Einheiten des Erdradius gegeben; folglich wird 
man dieselben, wenn man von Grössen zweiter Ordnung absieht, vom Stern aus unter den Winkeln un und 
vit erblicken, oder L FSB = uit 
LFSK = vit 
Da die Entfernung zwischen dem Stern und dem Mond — ; ——ist, so folgt 
° sin n sin i 
«l = 
1 
| sin uit = u — u -p 
V sin n 
sin P , 
ft = I 
( 1 
1 N 
\ . TT 
1 02'll 4’tt 9* 9’ 
\ sin TT 
sin P > 
J o l fl V j l V V 
u 
P—n 
p 
Führt man die Substitution ein 
so wird 
w = log P — log (P— ;r) 
logii\ = log u — o> . . 
log t t = log v — ot ■ ■ 
(128) 
(129) 
(180)