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so wird eine Länge gefunden, welche von der bekanntenLänge des gegebenen Punktes mehr oder weniger abweicht;nun wiederholt man die Rechnung für einen anderen Stun-denwinkel und sieht zu, ob die Uebereinstiimnung der berech-neten und gegebenen Länge besser wird. Wenige Versuchewerden hinreichend sein, um einen solchen Stundenwinkel tder Sonne zu finden, welcher zu der gegebenen Länge ge-nau passt. Es versteht sich übrigens von selbst, class beidiesen Rechnungen die geocenlrische Breite q und die ent-sprechende Horizontal-Parallaxe n, so Avie auch die zu derZeit des Stundenwinkels t gehörigen Werthe von 71, n, / , B,u. s. w. hierbei angewandt werden müssen.

Wenn man den Anfang, oder das Ende der Fi li-ste rniss bestimmen will, so wird D gleich der Summe derscheinbaren Halbmesser der Sonne und des Mondes gesetztwerden müssen. Olfenbar ist nun ip — f oder # der Winkel,welchen die, die Mittelpunkte der Sonne und des Mondesverbindende Linie mit dem Declinationskreise der Sonne bil-det; dieser Winkel von Norden rechts herum gezählt, giebtalso den Punkt der Sonnenscheibe an, wo die Finsterniss anfängtoder endigt. Wenn von & der parallactische Winkel qabgezogen wird, so erhält man den Winkel, den die Verbin-dungslinie der Mittelpunkte der Gestirne mit dem Vertical-kreise der Sonne macht. Am bequemsten bekommt man denparallactischen Winkel q durch die Formeln:

tg F= t UL,tgq = tgt.cosFy cos 1?" sin (F — d)

wo ebenso wie früher, t den Stundenwinkel, und d die De-clination der Sonne bedeutet; alsdann ist & — q der Winkelzwischen dem höchsten Punkte der Sonnenscheibe und demPunkte wo die Finsterniss anfangt oder endigt.