Finsternisse,
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Bei der Anwendung rechnet man am besten mit den scheinbaren Coordinaten
von Sonne und Mond eine Ephemeride für die Coordinaten jeder der Hérner-
spitzen und ebenso Tafeln der Werthe 5, ¢, 7, s, », v. Man interpolirt dann aus
diesen Tabellen für die Beobachtungszeit des vorangehenden und die des nach-
folgenden Hornes in jeder Beobachtung die Werthe der Coordinaten und der
Coëfficienten und erhält die Bedingungsgleichung durch die Differenzen beider
Einzelausdrücke.
Bei der Aufstellung der Bedingungsgleichungen für die beiden zuletzt be-
sprochenen Beobachtungen ist nicht Rücksicht genommen auf eine Correction
der Parallaxen, weil sich die Beobachtungen zur Ermittelung derselben nicht
eignen. Ebenso ist eine Correction der Linge nicht eingeführt, weil man solche
Beobachtungen in der Regel nur auf festen Sternwarten ausführen wird. Sollen
diese Correctionen indess eingeführt werden, so hat man, wie im Artikel
»Parallaxe« ausführlicher dargelegt wird, wenn unter a, à die geocentrischen,
unter a', 9' die scheinbaren Coordinaten verstanden werden und À (a« — ag) die
stündliche Aenderung der Coordinatendifferenz bezeichnet, an die Stelle von
d(&g — a«) bezw. 4 (0g — 0«) zu setzen
^
d(ag — ac) 4- dóg — sd (0g —0«) -- « dre — v dr.
dd= —
1 ; ; d (x — TE)
d (ao — 4c) + sppp A (#0 — *04^ -- [(w'e — «0 — (1e — 4c)] Pere
1 d (rt — xe)
d (do — 8c) + 3800 A6o — 80 dh + Wo — 9) — (Be — 80) AZ.
Sternbedeckungen und Planetenbedeckungen.
Diejenige Zone des Himmels, innerhalb deren geocentrische Bedeckungen
von Sternen durch den Mond erfolgen können, ist begrenzt durch zwei Parallel-
kreise zur Ekliptik, die der grössten Breite des Nord- bezw. Südrandes des
Mondes entsprechen. Wegen der Wirkung der Parallaxe rücken diese Grenzen,
wenn wir einen beliebigen Punkt der Erdoberfläche ins Auge fassen, noch um
den Betrag der Horizontalparallaxe weiter. Um den äussersten Bereich der
Zone der Sternbedeckungen zu erhalten, haben wir die Maximalwerthe der drei
Grôssen zu addiren: 5° 21' 46" + 16' 45" + 1° l' 94" — 6? 39' 55". Es können
also alle Sterne, deren Breite — 6? 39' 55" ist, vom Monde bedeckt werden. Da
der Knoten der Mondbahn, wáührend eines siderischen Umlaufs des Mondes, um
1° 96' rückwürts sich bewegt, kónnen Bedeckungen eines bestimmten Sternes in
der Nähe der Ekliptik nur in Zwischenráumen von 94 Jahren — eines halben
Umlaufs des Mondknotens — sich ereignen. Bei Sternen an der Grenze der Zone
dagegen folgen mehrere Bedeckungen in aufeinander folgenden Lunationen, dann
tritt eine Pause von etwa 19 Jahren ein.
Die Formeln für die Berechnung der Sternbedeckungen ergeben sich als ein
Specialfall der Formeln für Sonnenfinsternisse; wir haben den Mittelpunkt des
verfinsterten Gestirnes nur in unendliche Ferne rücken, seine Parailaxe also = 0,
und ebenso seinen Radius — 0 werden zu lassen. Die beiden Schattenkegel gehen
dadurch über in einen einzigen Cylinder, dessen Axe zielt auf den seleno-
