woraus man findet 
A — — 2 . 8 7 3 
D = 16.42 
f = 37.144 
g = — 1.721 
m'= 16.70 
y1 = i 5. 7 6 
also auch 
( 32 .46) 2 = (— 2 . 8 7 3 -f- 37.144 t) 2 
+ (16.42 — 1.721 t) 2 
und diese Gleichung gibt 
t = o h öi'.o und t — — o 11 5()'.5 
6 46.0 6 45.0 
Ende 7 H 35 ' Anfang 6 h 5.5 
für eine blosse Anzeige nahe genug mit den vorhergehenden ge 
nauem Methoden übereinstimmend. 
Ähnliche Ausdrücke wird man leicht finden, wenn man dem 
Äquator die Ekliptik substituirt, daher ich mich hier weiter nicht 
dabey aufbaite. M. s. Berl. Ephemeriden f d. J. 1782. Eine an 
dere Methode s. m. Berl. Jahrb, 1791 p. 243 et 1792. p. ig 3 et 1798. 
p. 128 et 1802. p. g 3 . 
§• 9 - 
Die in dem vorhergehenden §. gegebene Auflösung unserer 
Aufgabe ist unter allen die einfachste und zur Ausführung be 
quemste. Wenn aber der Anfang und das Ende einer Finsterniss, 
wie diess Öfters der Fall ist, für viele Orte der Erde gesucht 
wird , so lässt sich die oft zu wiederholende, und dadurch doch 
sehr zeitraubende Berechnung nach §. 8 auf folgende Weise um 
gehen. 
Setzt man in der letzten Gleichung des vorhergehenden §. 
die Grösse g gleich Null, da sie in der That selten beträchtlich 
ist, so hat man, wenn man für eine Zeit T die Grössen 
A D f 
berechnet hat, für die verbesserte Zeit 9 des Anfangs oder des Endes 
T-+• (— A -4- (rn' +71.)’ — D 3 ) 
f — 
Für einen zweyten Ort wird dieselbe absolute Zeit T bloss durch 
die Meridiandifferenz beyder Orte verschieden seyn. Wir wollen 
sie T' nennen, und eben so die übrigen Grössen 
ADf