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Die Theorie der Finsternisse und Bedeckungen. —
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letztem (vgl. Ad Vitell. paral. pag. 392—95) gemachte Versuch, aus einer vonihm in Graz 1598 III 7 beobachteten Sonnenfinsternis und einer auf derUranienburg durch einen Schüler Tychos gemachten korrespondierenden Be-obachtung den Längenunterschied dieser beiden Punkte zu bestimmen, dennochder Ausgangspunkt für diese Methode; dass Kepler dabei, zum Teil infolgeeiniger bei der numerischen Kechnung begangener Fehler, für diesen Unter-schied 18“, anstatt etwa 11“, fand, thut nichts zur Sache, da sein Verfahrenkorrekt war. — c. Nachdem sodann Dom. Cassini sich etwa von 1661 hinwegebenfalls mit dieser Methode befasst und namentlich (Mein. Par. 1700) aus derSonnenfinsternis von 1699 IX 23, für welche er unter auderm von dem ge-schickten Beobachter Samuel Reyher (Schleusingen in Grafschaft Henneberg 1635 — Kiel 1714; Prof. math. et jur. Kiel; vgl. Weyer in A. N. 2527) korre-spondierende Angaben erhielt, die Länge von Kiel und einigen andern Ortenbestimmt hatte, und dann wieder durch die Abhandlung „Grischow, Deter-mination de la difference des Meridiens entre l’Observatoire de Paris et celuide Berlin (Mem. pres. 1750)“ auf deren praktischen Wert aufmerksam gemachtworden war, wurde sie noch nebst der verwandten Längenbestimmung ausSternbedeckungen (480) von der Akademie in Kopenhagen zum Gegenständeder Preisaufgabe für 1788 gewählt, und von den eingegangenen Arbeiten dievon Cagnoli verfasste Abhandlung „Methode pour calculer les longitudes geo-graphiques d’apres l’observation d’eclipses de soleil ou d’occultations d’etoiles.Verone 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 weitbessere Mittel aufgefunden wurden.
4? §. Vorausberechnung der Sternbedeckungen. — Die
Vorausberechnung der Sternbedeckungen durch den Mond kannnatürlich ganz nach den gleichen Prineipien durchgeführt werdenwie diejenige der Sonnenbedeckungen, — ja es treten sogar dafürnoch wesentliche Vereinfachungen ein, da der scheinbare Eadiusdes bedeckten Gestirnes nunmehr verschwindend klein ist und essich nur um die Bestimmung der beiden Zeiten handeln kann, woder Stern zu- und abgedeckt wird “
Zu 4SS: a. Bezeichnen A und D Bektascension und Deklination desSternes zur Sternzeit t, ferner «, <5 und S' die gleichzeitigen geocentrischenund scheinbaren Coordiuateu des Mondes, tp und cp‘geographische und geocentrische Breite des Be-obachters, p dessen in Equatorradien ausgedrückteEntfernung vom Erdcentrum, r und r' endlich diescheinbaren Halbmesser des Mondes in Beziehungauf Erdcentrum und Beobachter, so folgen einerseitsaus der Figur die BeziehungenSi: Co = Si (A — a ): Si P 1
Si £ ■ Co P = Si 8‘ ■ Co D — Co 8‘ • Si D ■ Co (A — «') 2und 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
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