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S i

T 5Bg

oder sehr nahe

l l = Cos [T + 8' 5 i" Sin (<£•—Q)]

a

woraus folgt, dass die Breite des beleuchteten Tlicils sehr nahedem Sin. vers. von T proportional ist.

Ist C« — ©) gleich einem oder drey rechten Winkeln, so ist= Sin 8' 5 i"

a

oder die Lichtgränzc ist nahe eine gerade Linie. Ist aber jenerWinkel o oder 180, so ist

ii = Cos ß

a

oder dieLichlgränze hat seihst im Neumonde noch eine, obschonsehr kleine Breite. Wenn der Mond genau halb beleuchtet er-scheint, so ist. der Winkel am Monde ein rechter. Beobachtetman also in diesem Augenblicke den Winkel T an der Erde, sofindet man in dem rechl.winklichtcn Dreyecke, welches diesedrev Gestirne vereinigt, die Entfernung der Sonne von der Erdein Theilen der Entfernung der Erde vom Monde, d. h. die Pa-rallaxe der Sonne aus der bekannten Parallaxe des Mondes, denndie Mondparallaxe kann ihrer Grösse wegen leicht durch die be-kannten Methoden gefunden werden, welche sich auljdie Parall-axe der Sonne nicht mehr sicher anwenden lassen, da jene imMittel 3484", diese aber noch 11 ichL cf beträgt. Aber die Schwie-rigkeit den Augenblick genau anzugeben , wann die Hälfte desMondes beleuchtet ist, macht jenes Verfahren minder genau.

§• 4 -

Da die Lage der Flecken , welche man auf der Oberflächedes Mondes bemerkt, gegen den scheinbaren Mittelpunct. dessel-ben immer nahe dieselbe bleibt, so dreht er sich in Beziehungauf die Fixsterne in derselben Zeit um seine Axe , in weichererseinen syderischen Umlauf um die Erde vollendet, und die Dauereines Tages auf dem Monde ist der synodischen Revolution diesesSatelliten gleich. Übrigens bemerkt man kleine periodische Verän-derungen in der Lage dieser Flecken, die unter den Nahmen derLibriUionen bekannt sind. DieLibration der Länge entspringt ausder ungleichförmigen Bewegung des Mondes in seiner Bahn, ver-bunden mit der gleichförmigen Rotation derselben. Die Librationder Breite kömmt, von der verschiedenen Breite des Mondes, des-sen Ilutaüonsaxe auf der Ekliptik nahe senkreeht steht, Jene macht