Untersuchwg d. Vorühergdiiijs ch Venus r. d. Soniicnscheibc i. J.lSS.t^. (p. 17) 249 

 Für To 1\ er<2;ebeii diese Ft)rmelii 



Tc == Tk -f- ~ . cos i'v. wo sin (/',. ^ j ist. 



Wie der vorliegende Fall /eigen wird, geniigt diese letztere Formel 

 immer. — Analog wie Friesach bezeichne icli die äusseren Eintritte mit ,,a, 

 die inneren mit , n. 



Da unter \'ernaehlässigung der Aeuderung des Sonnen-Radius iiuier- 

 halb der Zeit T,. — T, 



Ji , =. 1007".904 Jt.ii -- 943".836 ist, 

 SO liefern unsere Formeln 



n,, = + :V' 9"' 8^8 t,,u = + 2'' 48™ 26".3; 

 mithin tinden folgende Contactzeiten statt 



Ti =2" 4'" 21M I 



Ti --= 2 2-, 3.6 I . , ^ . ^ . 



T, ^ ^ .,.-,<' mittlere Pariser Zeit. 



liT = a 1 00.2 



Tä = 8 22 38.7 

 Hierbei ist nun die Variabilität von R noch nicht in Betraclit 



gezogen. Wegen Tc = T^ + —^ wird dieser genügt durch Anbringung 



der Correction 



die = + —^^^, WO iJ, = Jc — Jo ist. 

 V . COS tpc 



In unserem Falle findet sich dT^ = + 0\3. 



Für die nunmehr erhaltenen Momente sind noch U,., Wc resp. u^, w^ 

 zu berechnen. Dabei empfiehlt es sich, auch gleich rückwärts noch die J, zu 

 berechnen, indem man auf diese Weise eine Controlle der Rechnung erhält und 

 zugleich sieht, ob eine nochmalige Anwendung des Verfahrens erforderlich ist. — 

 Man erhält 



Ti Ti Tu T, 



lg (R ± r) = 3.0034122 2.9748901 2.9749030 3.0034260 

 lg J, = 3.0033298 2.9748102 2.9748740 3.0034071 



Diese ControUen stimmen in genügender Weise, w^enn man namentlich 

 erwägt, dass zur Zeit der (Jontacte die Distanzänderung am grössten ist, hin- 

 gegen ihr Minimum zur Zeit T^ hat. 



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