Berechnung der Finsternisse.

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die vorteilhafte Opposition des Mars im Jahre 1862, welche?r — 8,94 Sekunden lieferte; Galle endlich, der Aufsinder desNeptun, wies auf die Planetoiden als Vermittlungsgestirne hinnnd gewann mehrere Sternwarten im Jahre 1873 für die An-stellung von Simultanbeobachtungen der Flora, aus denen75 — 8,873 Sekuudeu folgte. In den Jahren 1838 nnd 1889 hatendlich D. Gill die Parallaxen dreier kleiner Planeten helio-metrisch festgelegt und, je nachdem er Victoria, Sappho oderIris auswählte, die nachstehenden Beträge ermittelt: ?r —8,8013;5-^ 8,7981; 55^8,8120 Sekunden. Als Mittel dieser Zahlennimmt Gill, indem er zuvor noch gewisse systematische Fehlerausmerzt, 8,802 ^ 0,005; man sieht, daß die Übereinstimmungder mit ganz verschiedenen Hilfsmitteln für die Sonnenpnrallaxegefundenen Werte eine erfreuliche genauut zu werden verdient.

Das Distanzproblem zeigt so recht deutlich, daß auf astrono-mischem Gebiete nur dann ein Vorwärtsschreiten ermöglicht ist,wenn die besten Beobachtung^- und Berechnungsmethoden einanderhilfreiche Hand bieten. Nicht anders verhält es sich anch bei derBahnbestimnu'.ng der bewegten Himmelskörper, deren An-zahl sich gegen früher neuerdings so wesentlich vermehrt hat.Und zwar brauchen wir nicht gleich an die kompliziertesten Problein-stellungen zn denken, sondern gleich die uralte, approximativ bereitsvon Chinesen, Indern nnd Babyloniern erfüllte Forderung, Mond -nnd Sonnenfinsternisse vorauszuberechnen, ist keine ganzeinfache, wenn dabei darauf gesehen wird, daß die Eintrittszeitender einzelnen Phasen auch auf die Sekunde eingehalten werden.Der Gegenwart haben insbesondere die 1842 und 1854 publiziertenArbeiten Bessels uud I. A. Grunerts den Weg gewiesen; einenoch neuere systematische Anleitung zum Finsterniskalkül, derzugleich die Lehre vvu den Sternbedeckungen umschließt, hatC. Berry im Jahre 1880 gegeben. Will man die immerhinmühsame Rechnung vereinfachen und doch ein sicheres Bild vondem Verlaufe der Begrenznngslinien der Verfinsterungs-zone auf der Erdoberfläche erhalten, so kaun man die graphischenDarstellungen zur Anwendung bringen, wie solche bereits der ältereTob. Mayer 1745 vorgezeichuet hat. A. Cayley (1821—1895),