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und 



rj rj! (S' 5 ) 



dann erhiilt man aus der obigen Relation / =r -^^^ — ^! ^ '^ 



[j; — [x + «' — VI 



als jenen Zeitpunkt, von dem an die Orte von Sonne und 



Mond die Sichtbarkeitsbedingungen der Erscheinung nicht 



mehr erfullen. Rechnet man ftir diesen a und S, so erhiilt man 



fiir die westliche Grenze 



X = 5—^ + a Oder X — 5'—^ + a'. 



Nun ist es aber moglich, dass dieser Zeitpunkt fiber die 

 Dauer der Totalitat hinausliegt, dass also wahrend der ganzen 

 Dauer derselben den Bedingungen geniigt wird; dann wird 

 eben die westliche Grenze auf dieselbe Weise durch das Ende 

 der Finsternis bestimmt sein, wie die ostliche durch den Anfang. 



Um den nordlichsten, respective siidlichsten Punkt zu 

 bestimmen, an welchem die Erscheinung sichtbar ist, hat man 

 jenes cp zu suchen, fiir welches im giinstigsten Momente — 

 also im vorliegenden Falle bei Beginn der Totalitat — gerade 

 die Hohen i/und H' erreicht werden. 



Es sind demnach aus 



sin H =r sin o„ sin '^4- cos o^, cos cp cos (X+ 7",, — a,,) 

 und 



sin H' ■=z sin S[, sin cp + cos 5f, cos cp cos (X+ 7,^ — a',) 



(p und X zu bestimmen. Gemafi den bei einer Mondesfinsternis 

 stattfindenden Verhaltnissen kann man 



s' = — (a+A§) 



a' — 180 + a + Aa 



setzen und Aa und A§ als kleine Grofien betrachten. 

 Die Elimination von X ergibt dann 



H+H' . . ^,A5 AS 



— T tgo smi/- hsmcp.^— -=r 



Aa " Aa ^ Aa 



— s/cos^^y — sin^ //+2 sin 5,^ sin //sin '^ — sin- cp. 



