sei — q , so wird: z' — - |- g, wo z' die reducirte, abernoch mit Parallaxe behaftete Zenithdistanz des Mondsrandesist, wobei man zu bemerken hat, dass die Parallaxe in derEbene wirkt, welche dnrch's geocentrisehe Zenith geht;§ § 9 — 21 Seite IS — 84 Band I. Nachdem nun z' vondieser Einwirkung befreit worden ist, wird man die wahreZenithdistanz des Mondsrandes erhalten. Obgleich der Stun-denwinkel t des Mondscentrums die gesuchte Grösse ist, sokann man ihn doch immer mit Hülfe einer Ephemeride undder bekannten Sternzeit der Beobachtung vorläufig genähertberechnen, und alsdann das Azimuth des Mondes = «, aus

der Gleichung sin u ~' n * iUtf d sogleich finden; wo 6 die

sin z

Oeclination zurZeit der Beobachtung bezeichnet, für z aber,kann man ohne merklichen Fehler den Werth z' n sin z' ± rsetzen, wo n die örtliche Horizontal-Parallaxe des MondeszurZeit der Beobachtung, und r der Halbmesser des Mondesist; (-(-) wird bei der Beobachtung des oberen Mondsrandes, (—)dagegen bei der des Unterrandes gebraucht. Nun sei end-lich (j> die geographische, </>' die geocentrische Breite desBeobachtungsortes, £ die wahre, und £' die scheinbare Distanzdes beobachteten Mondsrandes vom geocentrischen Zcnithe,und ferner werde das Azimuth u von Süden ausgezählt, sokann man mit hinlänglicher Genauigkeit annehmen, dass:

— ((p — (j') cos «, £ — sin p = sin n sin £';

r. sin (£' + r) , y „ .

>■"— ±_—: und £ — % + r'\

sin (f + r

wo r' der scheinbare Halbmesser des Mondes und £ diewahre Distanz des Mondscentrums vom geocentrischen Ze-nithe ist; (—-) wird beim Unter-, (-(-) beim Oberrande gebraucht,so dass man endlich hat:

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