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rom Mittelpunkt der Erde, den Halbmesser des Aequators zurEinheit angenommen , so ist bekanntlich

o- CoS ?

“ —• = r - P- Sin (A—«0

ivo p die Horizontalparallaxe am Aequatqr ist.

Ist also

r Sin (A— x')

Cos 9Cos S

b und

u. — a / = d a , so ist

d a — b. p

und eben so für eine zweyte Beobachtungda, = b,. p

(la, — da

also auch

P =

b, — b

. (T.)

und in der letzten Gleichung ist

d« / -7- d «

oder der Unterschied der Parallaxen der Piectascension ausden Beobachtungen bekannt, also kann man aus ihr den WerthTon p linden.

Man sucht nämlich in beyden Beobachtungen die Diffe-renz der Rectascension des Mondes von einem ihm nahen Fix-stern , woraus man die schein b a r e n Rectascensionen des Mon-des findet, deren Differenz in' seyn soll. Aus den Mondsta-feln aber findet man die Bewegung des Mondes in Rectascen-sion wahrend der Zwischenzeit, oder die Differenz m der hey-den wahren Rectascensionen des Mondes, und es ist

da, •—■ d a = m' — in.

Aus dem allgemeinen Ausdruck für b sieht man, dafsdiese Methode dann am vorlheilhaftcsten ist, wenn ö so grofsals möglich, und wenn die beyden Beobachtungen auf entge-gengesetzten Seiten des Meridians und zwar in der Nähe derersten Vertikalkreise gemacht werden , dadurch wird nämlichb, und b so grofs als möglich, und eines derselben negativ.

Bey den Beobachtungen selbst mufs man den Faden desMikrometers, welcher dem Parallelkreis entspricht, mit derRichtung des Sterns , nicht mit der des Mondes parallel neh-men , weil die Declination des Mondes sich zu schnell ändert,und die Richtung seiner Bewegung dem Aequalor nicht mehrals parallel angenommen werden kann.