Zur Lösung der Autgabe, den Monddurchmesser aus Sternbedeckungen 
zu bestimmen, kann man zwei wesentlich verschiedene Wege einschlagen. 
Der erste, roh skizzirt, gründet sich auf die Kenntniss der Position 
des beobachteten Sternes und des im Augenblicke seiner Bedeckung statt- 
findenden Mondortes, welch letzterer aus einer der Zeit nach möglichst nahe 
liegenden Meridian- oder Altazimut-Beobachtung zu berechnen ist. Die ein- 
fache Auflösung eines sphärischen Dreieckes liefert dann sofort einen Werth 
für den scheinbaren Halbmesser. Der Haupteinwurf gegen diese Methode, 
um denselben hier gleich zu erwähnen, folgt aus dem Umstande, dass bei der 
Herleitung des Mondortes aus der Beobachtung des Instrumentes die Kenntniss 
des scheinbaren Halbmessers, wie ihn das letztere zeigt, erforderlich ist, und 
ein Fehler in der Annahme desselben somit direct das aus der Sternbedeckung 
abgeleitete Resultat beeinflusst. Die Bestimmung dieses Halbmessers aber 
kann mit Sicherheit nur dann geschehen, wenn der Mond sehr voll beleuchtet 
ist (nach Airy’s Vorschrift soll der Defect der Beleuchtung 30 der Mond- 
oberfläche nicht übersteigen), während die meisten Sternbedeckungen gerade 
bei geringeren Phasen beobachtet werden, und es jedenfalls sehr unwahr- 
scheinlich ist, dass jener für alle Phasen gleich sei; vom Einfluss des Luft- 
zustandes, der Dämmerung etc. ganz zu geschweigen. — Die bedeutendste 
Arbeit, in welcher dieser erste Weg eingeschlagen, ist die Untersuchung von 
Breen: On the value of the moon’s semidiameter ete., Greenw. Astr. Obs. 
1864, App. I. Sie behandelt 296 in Greenwich und Cambridge von 1830—60 
beobachtete Ein- und Austritte von Sternen. Fortsetzungen derselben finden 
sich in den beiden Aufsätzen von Neison, Monthly Notices XXXIV, p. 6 
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