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Stellen wir die gefundenen Resultate zusammen, so ergiebt sich also für 

 die Helligkeitslogarithmen, welche auf drei Stellen richtig sein dürften, für 

 eine gleichförmig helle Sonnenscheibe (I) und für die den Beobachtungen 

 gemäss abschattirte II: 





I 



II 



2460" 



7.347 



7.180 



2470 



7.392 45 



7.214 34 



2480 



7.445 53 



7.250 36 



2490 



7.512 67 



7.290 40 



2500 



7.604 9 * 



7.338 48 



2510 



7.725 m 



7.399 61 



2520 



7.850 125 



7.478 79 



2530 



7.964 114 



7.569 91 



2540 



8.064 100 



7.667 98 



2550 



8.153 89 



7.763 96 



2560 



8.232 79 



7.855 82 



Die mitgetheilten Entwicklungen gestatten natürlich auch die Berechnung 

 der Helligkeit in einem Mondelemente, welches in beliebiger Entfernung von 

 der Grenze des geometrischen Kernschattens liegt. Die Kenntniss der Helligkeit 

 innerhalb des Kernschattens hat im Allgemeinen nur den Werth einer Orien- 

 tirung. Je mehr man sich seinem Mittelpunkte nähert, eine desto grössere 

 Rolle werden die untersten Schichten der Atmosphäre und ihr augenblicklicher 

 Zustand, der sehr grossen Veränderungen unterworfen ist, spielen. Aber auch 

 die Veränderlichkeit der Mondparallaxe wird dann wachsenden Einfluss ge- 

 winnen. Ich beschränke mich darauf, die Helligkeit -yp im Centrum des Erd- 



Schattens zu berechnen. In der Nähe dieser Stelle ist es vortheilhafter, in 

 den Integralen I und II des vorigen Artikels die Dichtigkeit l der Luftschicht 

 als Integrationsvariable einzuführen. Die Formel I, welche für eine gleich- 

 massig helle Sonnenscheibe gilt, giebt für das Schattencentrum: 



^ = [8.4076] J(l +1? y e 2if ".f .<U = [8.3076] JW 



h h 



und die Formel II, für eine abschattirte Sonnenscheibe: 



-£=~[M0M]J-(l+JL.). tM '.§äl.K= [8.7050] j U.il, 



