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J. .- 1 . Grnnerl. 
V COS 5 
— 
fos y cos ( 
w — y) 
Aus den Epliemerideii berechne man nun die J-Zeit der Conjnnction, oder wenigstens eine der 
Conjunctionszeit so nahe als möglich kommende Zeit S!,, und bestimme t mittelst der Formel 
T = r — Z, — t 
oder mittelst der Formel 
- = 24 + T — Z^ — U 
je nachdem die Grösse T — l positiv oder negativ ist. h’erner berechne man ans den Ephemeriden für 
die Zeit 2^, mittelst der bekannten Interpolationsmethoden: 
I. Für den Weltkörper S: 
die Uectascension (a); 
die Declination (o); 
die Horizontalparallaxe unter dem Äquator (11); 
den aus dem Mittelpunkte der Erde gesehenen scheinbaren Halbmesser (/t); 
so wie die stündlichen Änderungen 
z, 1, p-, V, 
der vier vorhergehenden Grössen. 
H. Für den Weltkörper -S, : 
die Rectascension (oc,) ; 
die Declination (ö,); 
die Horizontalparallaxe unter dem Äquator (fl)): 
den aus dem Mittelpunkte der Erde gesehenen scheinbaren Halbmesser (/t, ); 
so wie die stündlichen Änderungen 
p„ V, 
dieser vier Grössen. 
Hierauf berechne man die Grössen 
a = (a) + XT, 
0 = (ö) + Xt. 
II = (II) -f pt, 
/>=(/>) + VT, 
und 
«1 = («i) + 
^1 = (°i) + • 
n, = (iij) + piT, 
I)^ = (/t,) V,T. 
Dann berechne man die Hülfswinkel und v;, v], mittelst der Formeln: 
luna Z = cns (a — a,) cot ö, taug q = cos (a — II) T) cot cp, 
• ^ und . 
taug = cos (o. — «,) cot o, taug v;, = cos — 15 I ) cot cp; 
worauf man die Grössen cos A, cos H, cos 0, ohne Schwierigkeit mittelst der Formeln 
sin S^ sin (5 -t- ^,) sin d sin (5, + Q 
cos A = 
und 
iindet. 
ros 0 = 
cos 0| = 
cos cos € 
sin t/i sin (5 + vjJ 
cos V) 
sin (f sin (ö, j- >:,) 
cos r,. 
Nun berechne man zunächst D' und />,' mittelst der Formeln 
sin D' = 
sin />,' = 
sin I) 
y l -I —; sin — 2 — sin II cos B 
a- a 
sin /), . 
P'' i + — sin 11,'^ — 2 — siw 11 1 cos 0, 
