308 — Oie Theorie der Finsternisse und Bedeckungen. — 477 
letztem (vgl. Ad Vitell. paral, pag. 392—95) gemachte Versuch, aus einer von 
ihm in Graz 1598 III 7 beobachteten Sonnenfinsternis und einer auf der 
Uranienburg durch einen Schüler Tychos gemachten korrespondierenden Be 
obachtung den Längenunterschied dieser beiden Punkte zu bestimmen, dennoch 
der Ausgangspunkt für diese Methode; dass Kepler dabei, zum Teil infolge 
einiger bei der numerischen Rechnung begangener Fehler, für diesen Unter 
schied 18 m , anstatt etwa ll m , fand, thut nichts zur Sache, da sein Verfahren 
korrekt war. — c. Nachdem sodann Dom. Cassini sich etwa von 1661 hinweg 
ebenfalls mit dieser Methode befasst und namentlich (Mém. Par. 1700) aus der 
Sonnenfinsternis von 1699 IX 23, für welche er unter anderm von dem ge 
schickten Beobachter Samuel Reyher (Schleusingen in Grafschaft Henneberg 
1635 — Kiel 1714; Prof, matli. et jur. Kiel; vgl. Weyer in A. N. 2527) korre 
spondierende Angaben erhielt, die Länge von Kiel und einigen andern Orten 
bestimmt hatte, und dann wieder durch die Abhandlung „Grischow, Déter 
mination de la différence des Méridiens entre l’Observatoire de Paris et celui 
de Berlin (Mém. prés. 1750)“ auf deren praktischen Wert aufmerksam gemacht 
worden war, wurde sie noch nebst der verwandten Längenbestimmung aus 
Sternbedeckungen (480) von der Akademie in Kopenhagen zum Gegenstände 
der Preisaufgabe für 1788 gewählt, und von den eingegangenen Arbeiten die 
von Cagnoli verfasste Abhandlung „Méthode pour calculer les longitudes géo 
graphiques d’après l’observation d’éclipses de soleil ou d’occultations d’étoiles. 
Vérone 1789 in 8.“ preisgekrönt. Seither hat sie nun allerdings an Wichtig 
keit bedeutend verloren, da für Bestimmung der Meereslänge die Sonnen 
finsternisse viel zu selten sind, und für Bestimmungen auf dem Lande weit 
bessere Mittel aufgefunden wurden. 
4? 8. Vorausberechnung der Sternbedeckungen. — Die 
Vorausberechnung der Sternbedeckungen durch den Mond kann 
natürlich ganz nach den gleichen Principien durchgeführt werden 
wie diejenige der Sonnenbedeckungen, — ja es treten sogar dafür 
noch wesentliche Vereinfachungen ein, da der scheinbare Radius 
des bedeckten Gestirnes nunmehr verschwindend klein ist und es 
sich nur um die Bestimmung der beiden Zeiten handeln kann, wo 
der Stern zu- und abgedeckt wird “. 
Zu 4 58: a. Bezeichnen A und D Rektascension und Deklination des 
Sternes zur Sternzeit t, ferner «, ô und a‘, ä‘ die gleichzeitigen geocentrischen 
und scheinbaren Coordinaten des Mondes, <p und cp' 
geographische und geocentrische Breite des Be 
obachters, q dessen in Equatorradien ausgedrückte 
Entfernung vom Erdcentrum, r und r' endlich die 
scheinbaren Halbmesser des Mondes in Beziehung 
auf Erdcentrum und Beobachter, so folgen einerseits 
aus der Figur die Beziehungen 
Si £ : Co d‘ = Si (A — «■) : Si P 1 
Si 2 • Co P = Si S‘ • Co D — Co d 1 ■ Si D . Co (A — «') 2 
und macht man anderseits in den Transformationsformeln 93 die (nach 435) 
dem Equator entsprechenden Substitutionen mit der einzigen Abänderung, 
dass man (um sich auf den Deklinationskreis des Sternes, anstatt auf den