><> s Astronomische Ortsbestimmimgen 



diese Art der Langenbestimmung an Feldstationen fur einen bestimmten Erclort ein (etwa 2 bis 3 in 

 zumeist ausgefiihrt wird, nicht geniigend verbiirgt zwei Jahren), daB ganz abgesehen von der 

 werden kann. Andere Fragen, welche alle Mond- i Vereitelung ihrer Beobachtung durch bedeckten 

 beobachtungen betreffen und die auch hier von Himmel auf ihre Ausnutzung wenig zu rechnen 

 EinfluB auf die zu erlangen.de Genauigkeit sind, ist. AuBerdem ist auch die Ableitung der Resul- 

 sollen spiitrr noeh ge me ins am erortert warden, tate, da man es hier mit zwei nicht unendlich 

 2. Sternbedeckungen. Der Mond ' entfernten Himmelskorpern zu tun hat, und nur 

 wird auf seinem Lauf nicht allzu selten d . ie Berfihru ^ der Rander der Scheiben als die 



zwisohen hellere Sterne und die Erde treten. " ims ,<f chein f n beobachtet werden kiinnen, 



nicht unerheblichen recnnerischen Weit- 



Mondscheibe verschwinden und in diesen 

 Momenten hat der betreffende Stern einen Ab- 



T T-I n t- PIJ T 



In diesem Falle werden die Sterne hmter der ia ufigkeiten verbunden. Die Beobachtung der 



Sonnenfinsternisse bietet heute im wesentlichen 

 ebenso wie der Durchgang des Mondes durch 



stand von dem Mondzentrum, der dem Mond- ! den Schattenkegel der Erde erhebliches astro- 

 radius entspricht. Kennt man diesen und I physikalisches Interesse und zu diesem Zwecke 

 auBerdem den Ort des Ein- oder Austritts ' werden die Verfinsterungen regelmafiig photo- 

 am Mondrand, d. h. den Winkel, welchen der | metriscn oder spektrographisch beobachtet. 

 entsprechende Mondradius mit dem Stunden- j 3. Monddistanzen. Eine andere, 

 kreis des Zentrums einschlieBt, so kann aus aber auch ahnliche Artder Rektaszensions- 

 beiden Daten der Unterschied in der Rektas- bestimmung des Mondes beruht auf der Mes- 

 zension zwischen Mond und Sternzentrum : sung der Distanz des Mondes von helleren Ge- 

 berechnet werden. Ist fiir den Moment des stirnen mittelst eines Reflexioninstruments. 

 Ein- oder Austritts die Ortszeit genau be- ' An die Stelle des Mondradius tritt hier eine 

 kannt, so laBt sich aus der Mondephemeride j direkt gemessene grb'Bere Distanz. Dieses 

 wiederum durch Uebergang auf die gefundene Verfahren ist aber erstens in der Praxis der 

 Rektaszension des Mondes die Zeit des Null- Messung ziemlich schwierig und zweitens 

 meridians und damit die Langendifferenz miissen diese Messungen sehr genau sein, 

 bestimmen. Diese Methode liefert sehr ge- da sonst die dabei begangenen Fehler etwa 

 naue Resultate, nur sind leider, die an einem 25 bis 30mal vergroBert in das Resultat der 

 Erdort wirklich beobachtbaren Be- Langenbestimmung eingehen (vgl. unter 5). 

 deckungen hellerer Gestirne nicht haufig. ! Die Messung von Monddistanzen war friiher 

 Obgleich fiir einen beliebigen Erdort 150 bis auf Schiffen sehr geschiitzt, da es dazu keiner 

 200 Bedeckungen von Sternen bis zur sechsten festen Aufstellung des Instruments bedarf 

 GroBe im Jahre stattfinden, werden doch ' und durch geeignete voraus berechnete Tafcln 

 nur selten mehr als 20 wirklich beobachtet, i die Ableitung der auf dem Erdmittelptmkt 

 abgesehen von Orten mit anhaltend klarem i reduzierten Distanz und die Aufsuchung 

 Wetter. Die Zeiten des Ein- und Austrittes der dazu gehorigen Zeit des Nullmeridians 

 finden aber fiir jeden Ort wegen der geringen sehr erleichtert wurde. Seit einigen Jahren 

 Entfernung des Mondes von der Erde und geben aber die Jahrbucher, namentlich die 

 der dadurch in hohem MaBe eintretenden letzteren Tafeln nicht mehr und es Iiaben 

 parallaktischen Verschiebung zu anderer daher die Messungen von Monddistanzen nur 

 absoluter Zeit statt. Es ist deshalb nb'tig, : noch historisches Interesse, wegen der vielen 

 die beobachteten Momente erst auf diejenige ! Arbeiten, die namhafte Astronomen zu ihrer 

 Zeit zu reduzieren, die gemessen worden , zweckmaBigen Reduktion unternominen 

 ware, hatte sich der Beobachter am Erd- haben und die z. T. theoretisch von Bedeutung 

 zentrum befunden, um die Zeiten unterein- sind. Es kann aber hier auf weiteres daruber 

 ander vergleichbar zu machen. verzichtet werden. 



Dieser Umstand macht die schlieBliche 4. Mondzenitdistanzen. Messungen 

 Erlangung der Langendifferenz aus Sternbe- <J e r Zenitdistanz des Mondes konnen, da 

 deckungen rechnensch etwas umstandlich Der I dadurch desseil Stundenwinkel gefunden wird, 

 " ^f c _?" n l.?..i e .l " K l^ ere : in Verbindung mit der zur Beobachtungszeit 



herrschenden Sternzeit ebenfalls zu Rektas- 

 zensionsbestiinmungen des Mondes benutzt 



am bequemsten ist die von Bessel angegebene 

 und spilter noch etwas verbesserte zu der die 

 notigen Formelsysteme in jedem astronomischen 



Jahrbuch (Ephemeriden-Samnilung) mit durch- , werden. Die Ausfiihrung ist nur insofern an 

 gerechnetem Beispiel zu finden sind. Hier kann bestimmte Bedingungen gekniipft, als es 

 auf diese Fonnel nicht naher eingegangen werden. , erforderlich wird, diese Messungen von ver- 

 Ein Spezialfall der Bedeckung eines Sternes ' schiedenen Fehlern freizumachen, mit denen 



durch den Mond ist der, daB das bedeckte Ge- 

 stirn die Sonne wird, also eine Sonnenfinsternis 

 eintritt. Auch aus der Beobachtung der Be- 

 ruhrung von Sonne und Mondscheibe lassen sich 

 Langendifferenzen finden. Diese Phanomene 

 sind friiher vielfach zu solchen Bestimmungen 



Hohenmesstingen auBerhalb des Meridians 

 mittelst Universalinstruments oder Hohen- 

 kreises behaftet sein konnen. Diese Bedin- 

 gungen beziehen sich zunachst auf die Aus- 

 wahl der fiir die Zenitbestimmung zu be- 



benutzt worden, aber ihre Sicherheit ist nicht , nutzenden Sterne, die sich in der Nahe des 

 erheblich und auBerdem treten sie so selten ' Mondes moglichst auf gleicher Hb'he befinden 



