Theorie der Sonneiifinateniisse. der Ihirrhf/ihxfe eie. 
•iV.) 
a — b 
die Aliiilattunüf - = «; 
‘ a 
die l’olhöhe ((o) des Beobaehtungsortes; 
die in Stunden ausgedrückte Sternzeit T der Beobaehtnii" für den Beobaclitnngsorf : 
der genäherte Werth f. der in Zeit ausgedriiekten Länge des Beoliaehtungsortes. 
Ks sei nun w die als positiv oder negativ betrachtete Polhölie des Beohachtnngsortes, je nachdem 
derselbe in der nördlichen oder südlichen Hälfte der Erdoberfläche liegt; so findet man die geographische 
Breite cf des Beohachtnngsortes mittelst der Formel 
taug 9 ~ ^ 
oder mittelst der Formel 
lang cp = (1 — nY lang co , 
und hierauf den nach dem Beobachtungsorte gezogenen Erdhalhmesser r mittelst der Formel 
«V- 
? € 
COS ^ cos (5i — y) 
Aus den Ephemeriden nehme man die A-Zeit der Conjunction oder wenigstens eine der Conjunctions- 
zeit so nahe als möglich kommende Zeit , und berechne die Grösse t mittelst der Formel 
X = T — — t 
oder 
T = 24 + T — — 
je nachdem die Grösse T—t positiv oder negativ ist. Ferner berechne man aus den Ephemeriden mit 
Hülfe der bekannten Interpolationsmethoden für die Zeit 
die Rectascension (a) ; 
die Declination (3); 
die Horizontalparallaxe unter dem Äquator (0); 
den aus dem Mittelpunkte der Erde gesehenen scheinbaren Halbmesser (/)); 
so wie die stündlichen Änderungen 
X, X, |X. V 
dieser vier Grössen; 
und nehme aus den Ephemeriden oder einem Sternverzeichnisse die Rectascension a, und Declination o, 
des beobachteten Fixsternes. 
Dann berechne man die Grössen 
a = (a) 4- XT, 
3 = (3) + Xt, 
n = (H) + (XT. 
I) = (/)) vt; 
und hierauf die Hülfswinkel 6, und vj, vj, mittelst der Formeln 
lang ? = cos (a — ctj) cot o, 
lang — cos (a — a,) cot 8, 
und 
tang = cos (a — 15 cot 
tang 7], = cos (a,— 15 T) cot cp; 
so findet man die Grössen cos A, cos 9, cos 0, mittelst der Formeln: 
cos A 
sin 6, sin (5 + |,) 
cos 
sin 5 sin +?) 
cos 5 
Denkschriften der math^tm.-naturw. CI. VII. Bd. 
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