Elemente der theoretischen Astronomie: Berechnung der Finsternisse, Meteorbahnen, Stellarastronomie

Israel-Holtzwart, Karl

Bibliographic data

Multivolume work

Persistent identifier:: 1011206161

Author:: Israel-Holtzwart, Karl

Title:: Elemente der theoretischen Astronomie

Sub title:: für Studierende

Year of publication:: 1882

Place of publication:: Wiesbaden

Publisher of the original:: Bergmann

Identifier (digital):: 1011206161

Language:: German

Document type:: Multivolume work

Volume

Persistent identifier:: 1011220628

Author:: Israel-Holtzwart, Karl

Title:: Berechnung der Finsternisse, Meteorbahnen, Stellarastronomie

Scope:: 1 Online-Ressource (VIII, 168 Seiten)

Year of publication:: 1885

Place of publication:: Wiesbaden

Publisher of the original:: Bergmann

Identifier (digital):: 1011220628

Signature of the source:: Astr. 4145

Language:: German

Usage licence:: Public Domain Mark 1.0

Publisher of the digital copy:: Technische Informationsbibliothek Hannover

Place of publication of the digital copy:: Hannover

Year of publication of the original:: 2018

Document type:: Volume

Collection:: Mathematics

Chapter

Title:: Theorie der Finsternisse und Bedeckungen.

Document type:: Multivolume work

Structure type:: Chapter

Chapter

Title:: Erster Abschnitt. Einleitung in die Theorie der Finsternisse.

Document type:: Multivolume work

Structure type:: Chapter

10 Da C L x = di die Breite des Monds in der Opposition an- giebt — die sich u. a. nach dem bereits früher in dem Abschnitte „Interpolation" besprochenen Verfahren aus den Tafeln berechnen läßt — da ferner < MCL X — Neigung der relativen Mondbahn gegen die Ekliptik — i, so läßt sich die kürzeste Distanz CMj = d aus der Gleichung: d — di cosi bestimmen. Die Neigung i der relativen Mondbahn gegen die Ekliptik ist, wie die der absoluten Mondbahn, immer nur um ein weniges größer als 50, mithin co8i — 0,996. Man kann deshalb, zumal di selbst immer nur eine kleine Größe ist, in dieser vorläufigen Untersuchung cl — di — Breite in der Opposition setzen. Ergiebt sich nun, daß d — b x = Schattenradius + Mondradius = Q + r, dann berührt (vgl. die relative Bahn AjBj der Fig. 4) die Mond scheibe zur Zeit der größten Phase den Schattenkegel von außen — Grenze der partialen Finsternis. Wäre (vgl. die relative Bahn A 2 B 2 der Fig. 4): d = b 2 == q — r, dann bestände die größte Phase in innerer Randberührung — Grenze der totalen Finsternis. Ist demnach d <1 Q 4" v, dann darf mindestens eine partiale Finsternis, ist d < Q — r, dann darf eine totale Finsternis erwartet werden. Wir haben hiermit die gesuchten Bedingungen für das Eintreten einer partialen oder totalen Mondfinsternis. Diese vorbereitende Rechnung setzt demnach voraus, daß man außer der Breite d des Monds im Augenblicke der Opposition, sowie

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fullscreen: Berechnung der Finsternisse, Meteorbahnen, Stellarastronomie (Teil 4=Abt. 2)

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