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Das letzte Glied rechts wird man als sehr klein fortlassen können. Nach 

 (4 a) des Artikels 4 war aber 



sin 2 P — sin 2 y — sin 2 a cos 2 y = — 2 sin y cos y sin a cos a cos xp 

 wodurch man erhält: 



cos v = - — p ■ 1/ 2 sin y cos 7 sin a' cos a (cos »// — cos ip ) 

 und für die numerische Rechnung genügend genau: 



V*i±\f 



cos V = - 1/ cos 1// — COS l/'o- 



Setzt man also 

 so wird 



Pi = ^nr-T- 



K= \e V'cosv — cosvo dtp. 

 

 Die Berechnung von K macht nun zwar keine Schwierigkeit, aber die Aus- 

 werthung von (IIa) wird doch wesentlich vereinfacht, wenn man voraussetzen 

 darf, dass ip ein nicht grosser Winkel ist. Man wird bei Beurtheilung der 

 Zulässigkeit dieser Annahme nicht rigoros zu verfahren haben, denn es genügt 

 für die zu verfolgenden Zwecke, wenn die ersten Decimalstellen von K ver- 

 bürgt werden können. Im Folgenden wird sich nun die Berechnung haupt- 

 sächlich auf die Helligkeitsvertheilung in der Nähe der Grenze des geometri- 

 schen Kernschattens beziehen. Es wird sich herausstellen, dass stets xp < 2 3° ist. 

 Da sich nun die scheinbare Lichtvertheilung auf der Sonnenscheibe ohnehin 

 nicht genau berücksichtigen lässt, auch schon deshalb nicht, weil die Dis- 

 persion ausser Acht gelassen werden muss, so dürfte eine mehr als ausreichende 

 Genauigkeit erzielt werden, wenn man ansetzt: 



cos ip — cos ip = —(ipl — lp 2 ). 

 Es wird dann 



Wo _ PtV'2 



K = fe Vwl—w- dxp 

 



und wenn man z = — einführt, so wird 

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