T — t = A (A — %) — B (<t> — y)

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oder auch

T = A . A — B0 +

i [t + 1 ' +»’ — A (». + »/ + A.") + B ( f + 9' + 9")]

und da in dem zweyten Theile dieser Gleichung alles bekanntist, so ist auch T gegeben.

Es wäre zu wünschen , dass diejenigen Astronomen , die sichmit der Vorausbestimmung dieser Erscheinungen in den Ephe-meriden beschäftigen, jeder Finsterniss oder Sternbedeckung dieletzte Gleichung hinzufügten., wodurch jeder in den Stand gesetztwird , die Umstande dieser Erscheinungen sofort und ohne alleMiihe für seinen Beobachtungsortzu linden. Für Deutschlandmöchten dazu die drey Sternwarten von Königsberg, Gotha undTübingen sehr gelegen seyn. Hat man für sie die drey Ein - oderAustritte t t' t" berechnet, so sind die beyden Constanten

A = 2.og65 (t'' —t) — 5.ä627 ft .'— t)B = 0.0961 (t"— t) — 0.6586 (t' — t)

und die gesuchte Gleichung

T = A (A — 0.7397)

Um das Vorhergehende auf die grosse Sonnenfinsterniss des7. Septembers 1820 anzuwenden, hat man aus den Tafeln

i65° 53' 33' .. 6° 2’ 23"

165 58 4 .. 6 o 3i

166 2 34 .. 5 58 38

166 7 5 .. 5 56

Iloriz. Parallaxe des Monds am Äquatorp = 53' 5:>"5

5T = 8.7

m = 14 48 ■ 1

) j . = i5 54-8

scheinb. Schiefe = 23 ° 27’ 56 "

— B (<b — 5 1. 5 g 1) +

t +1' 4-1"

3

wah. Z. Paris wall, a

64 0 58’

i65 5o 44

166 43 *9

67 35 47

wah. b

wah. a

Paris wah. wah. d^

. 164° 58’ 1" .. 7° 22' 42"

. i65 5o 44 .. 6 55 2

. 166 43 59 •• 6 27 17

. 167 35 47 •• 5 5g 26