306 Friedrich Küstner. (p. 54) 
Da die Methode trotzdem weniger bekannt zu sein scheint, als sie 
verdient, auch in keines der mir bekannten Lehrbücher aufgenommen ist, so 
wird man es, hoffe ich, nicht für überflüssig erachten, wenn ich ihre analy- 
tische Begründung hier in extenso hersetze, zumal dieselbe in einigen Einzel- 
heiten von den in den genannten beiden Arbeiten gegebenen abweicht. 
Durch das Centrum der Erde denken wir uns eine Ebene 4 gelegt 
senkrecht zu der Richtung, in welcher zur Zeit der Bedeckung der bedeckte 
Stern erscheint. In 4 nehmen wir ein rechtwinkliges Coordinatensystem an 
mit dem Erdcentrum als Nullpunkt und der Schnittlinie von 4 mit der 
Aequatorebene als x Axe (positiv gerechnet nach der Seite der wachsenden 
Reectascensionen); senkrecht zur xAxe steht die yAxe (positiv gerechnet nach 
der Seite des Poles der Bären). Die Punkte der Sphäre, nach denen die 
beiden Axen hinweisen, sind demgemäss ihrer AR. und Deel. nach bestimmt 
durch (90-+«‘, 0) und («‘, 6‘+90), wenn nämlich «‘ und 6° AR. und Deel. des 
- betreffenden Sternes sind. Auf die Ebene A projieiren wir orthogonal Mond 
und Erde; x und y seien die Coordinaten der Projection des Mondeentrums, 
& und 7 die der Projection des Erdortes, von welchem aus die Bedeckung 
beobachtet ist. Sind dann «a, d, »r geocentrische AR., Decl. und Horizontal- 
aequatorealparallaxe des Mondeentrums für den Augenblick des beobachteten 
Ein- oder Austrittes; ©, y‘, o Sternzeit, geocentrische Breite und Radiusveetor 
des Beobachtungsortes, so ist, wenn wir zur Längeneinheit den Aequator- 
halbmesser der Erde nehmen: 
E = eo cosg' sin (9—«‘) 5 — iz cos d sin (a—«‘) 
1) 
7 = osin p' cos d'— ocosgp' sind’ cos(O—«‘) 
y= 
: (sin dcosd’—cosdsind' cos (u) 
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Hier empfiehlt es sich zunächst zur bequemen Berechnung von y zwei 
Hülfsgrössen, die n und p heissen mögen, durch folgende Gleichungen einzu- 
führen: 
2) sin d' cos (@«—«') — nsin (d'—p) 
cos d' = nc0s (d'—p), 
wodurch wird 
nn n sin (Ö—0'+p) 
sin zz 
