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— Die Bestimmung der Schattenaxe. — 
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avo die letztere Formel sowohl für Halb- Als Kernschatten gebraucht werden 
kann. Setzt man ln diesen letztem Formeln für n successive die Werte —2, 
— 1,0, 1 j 2 j B ein Und berechnet überdies aus der Angabe, dass 1860 VII 18 
die Sternzeit im mittlere Greenwicher Mittage 7 1 ' 46"’ 4 S ,03 bei einer stünd 
lichen Zühahme Von l' 1 O m 9”,86 gewesen sei, die den einzelnen Stunden ent 
sprechenden Sternzeiten t, sowie die auf den Greenwicher Meridian bezüglichen 
Stuhdehwinkel /t, = t — A der Axe Z, so erhält man: 
M. z. 
Gr. 
Ax 
Ay 
Al 
tH 
0 h 
0,545273 
— 0,160106 
— 0,000038 
358° 31* 8",0 
1 
5306 
0483 
061 
13 31 10,2 
2 
5301 
0843 
083 
28 31 12,3 
3 
5244 
1186 
106 
43 31 14,4 
4 
5120 
1508 
128 
58 31 16,6 
5 
4913 
1808 
151 
73 31 18,7 
woraus unter anderm die mittlere stündliche Veränderung A/t, von /<, gleich 
54002", 15 = 4,732411 folgt. Dass für jeden andern Ort die /t, erhalten werden, 
wenn man die obigen Werte um seine westliche Länge w vermindert, ist 
selbstverständlich, und für die weitere Verfolgung dieses Beispiels wird eben 
falls auf 472 verwiesen. 
4?1. Die altern Methoden für Bestimmung des Ver 
laufes auf der Erde. — Während bei den eigentlichen Finster 
nissen neben der allgemeinen Kenntnis ihres Verlaufes nur noch 
die Frage auftritt, ob ein bestimmter Beobachter das verfinsterte 
Gestirn auch wirklich sehen werde, so wünscht man dagegen bei 
einer Bedeckung, wo gewissermassen ein Schirm vor einem Ge 
stirne vorübergeführt wird, auch zu wissen, was die Gesamtheit 
der Beobachter in einem gewissen Momente sehen kann, — an 
welchen Orten eine gewisse Phase überhaupt sichtbar werden wird, 
— wer eine bestimmte Phase zuerst oder zuletzt beobachten kann, — 
und dergleichen mehr. Es ist nun auch wirklich schon in älterer 
Zeit mehrfach mit Erfolg nach Methoden gesucht worden, um Fragen 
solcher Art ebenfalls beantworten zu können a . 
r Lu 4J1: o. Im allgemeinen für diese ältern Methoden auf die in 469 
gegebene Litteratur verweisend, beschränke ich mich hier darauf, beispiels 
weise zu zeigen, wie man berechnen kann, wann die partiale, totale oder 
centrale Finsternis auf der Erde überhaupt beginnt oder aufhört. — Im vor 
stehenden Falle bestehen nämlich offenbar die in 462 : b abgeleiteten Nähe 
rungsgleichungen 
d = /S-Con h = A/9-Csn Tgn = A/9: (AA — Al) 1 
T' = T — 7h-/?-Sin = T — /i.Si*n:A/J t = Vh • ^(f+ d) (f-d) 3 
wo T' die Zeit der Mitte der Finsternis für das Erdcentrum und t die Zeit 
bezeichnet, um welche die der Distanz f von Sonne und Mond entsprechende