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bestimmungen einen grofsen Vorschub geleistet. Neuerlich hat die astrono- 

 mische Societät in London Herrn Inghirami aufgefordert seine Älethode 

 öffentlich bekannt zu machen, und derselbe diesem Wunsche in einem Auf- 

 satze genügt, von welchem ich indessen nur die Anzeige gesehen habe. Da 

 nach dieser deutlich hervorgeht, dafs sein Weg graphisch gewesen ist, so er- 

 laube ich mir hier meine Methode näher zu entwickeln. 



Zur Berechnung einer Sternbedeckung bedürfen wir den wahren Ort 

 des Mondes in dem Augenblicke der Bedeckung, wir berechnen hieraus mit 

 Anbringung der Tarallaxe den scheinbaren, und bilden aus der \ erglcichung 

 desselben mit dem scheinbaren Orte des Sterns die Data, um den Augenblick 

 zu finden, wo der Stern von dem Mittelpunkte des Mondes um den schein- 

 baren Mondshalbmesser entfernt stand. Die beiden ersten Theile der Be- 

 rechnung können nun belrächllich verkürzt werden, wenn man sich eine Ta- 

 belle entwirft, in der der Mondslauf nach Mondstunden eingctheilt ist. Ich 

 habe deswegen den Mondsort aus den gefundenen obern und untern Culmi- 

 nationen so interpolirt, dafs der Lauf von 3 zu 3 Mondstunden das ganze 

 Jahr hindiu-ch angegeben ist. Hieraus erhält man durch blofses Abschrei- 

 ben den mittleren Ort für jede ganze Stunde, und mit Hülfe der eben vorge- 

 schlagenen Parallaxentafeln eben so leicht den scheinbaren. Die äufserste 

 Grenze des Fehlers wird 0,2 Bogenrainuten betragen. 



Um nun den scheinbaren Ort des Sterns für den angegebenen Augen- 

 blick eben so genau zu haben, braucht man niu" zu überlegen, dafs bei einer 

 Bedeckung der Stern von dem scheinbaren Mondsmittelpunkte nur um bei- 

 läufig 16' absteht, und von dem mittleren höchstens l^-^- Füi" so kleine 

 Distanzen ist die Summe der Sternreductionen nahe dieselbe. Man be- 

 trachte also den mittleren Mondsort als den Ort des Sterns, und berechne 

 sich wieviel die Correction beträgt, die an den mitlleien Ort des Sterns im 

 Anfang des Jahres angebracht werden mufs, iim den scheinbaren Ort für 

 den Anfang jedes Mondstages zu haben. Diese Gröfscn bezeichne ich mit 

 Ay4 und S.D. Hierdurch hat man den Ort jedes Sternes der überhaupt be- 

 deckt werden kann, durch eine einfache Addition. 



Für die Auswahl der Sterne die bedeckt werden können, entwerfe 

 man sich aus dem Älondslaufe von 3 zu 3 Monaten eine Tabelle, welche für 

 jeden zehnten Grad der AR. den Grad der Declination des Mondes enthält, 

 und ziehe aus den Sternverzeichnissen die Sterne aus , welche sich dieser 



