■r*»- ‘ 
3 oi 
und 
ist daher 
ß = 62.67 
ß = 52.48 
n = 5 ° o'o 5 
n = 5 ° i7',68 
u = i2° 4'* 2 ° 
u = 9 0 3 i '.35 
Ist daher zur Zeit der Opposition u kleiner, als 
g u 3 T .35 
so hat gewiss eine Finsterniss Statt, ist u grösser, als 
12° 4'.2o, 
so kann keine Finsterniss mehr Statt haben. Ist endlich u zwi 
schen diesen Gränzen, so muss man eine nähere Untersuchung 
anstellen. 
Eben so kann eine Sonnenfinsternis s nur dann Statt 
haben, wenn die Breite des Mondes zur Zeit der Conjunction 
kleiner als 
p TT + m 
ist. Substituirt man für 
/ 
p m ¡x 
die vorhergehenden grössten Werthe, so ist 
Sin u = i” 1 *... 1 ———— also u = i8 u 22'. 4 
Sin 5 U o'o5 
und substituirt man die kleinsten Werthe, so ist 
Sin u r= ^ m -.*——!—^ also u = i 5 ° 24^.4 
Sin 5° 17'yo 
Ist also in der Conjunction u kleiner als i 5 ° 24 ' 4 > so hat 
gewiss eine Finsterniss Statt, ist. aber u grösser als 18 0 22 ' 4 , so 
kann keine Finsterniss Statt haben. Alle Finsternisse des 19. Jahr 
hunderts findet man berechnet in Hallaschka’s elem. eclips. Pra- 
gae 1816, und die zu Paris sichtbaren in Mémoires de math, et 
de physique présentés à l’Académie. Tom V. Paris 1768. 
§. 16. 
Längenbestimmungen und Correction der Mondes- 
Taie 1 u. 
Wir kommen nun zu dem Nutzen , welchen die Beobachtun 
gen der Finsternisse haben. Dieser Nutzen besteht vorzüglich 
k.