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angewendet werden könne, ist daraus klar, weil die Bewe
gungen aller andern Himmelskörper -viel zu langsam sind,
und dahgrbey dem letzten kleine Fehler der Beobachtung oder der
Berechnung aus den Tafeln sehr grolse in den gesuchten Re
sultaten zur Folge haben würden. So würden ähnliche Beob
achtungen an der Sonne drey zehnmal weniger genau seyn ,
weil die Bewegung der Sonne nahe dreyzehnlnal geringer ist,
als die des Mondes.
Es seyeu h H die wahre, von Refraction und Parallaxe
befreyte, Höhe des Mittelpunkts der Sonne und des Mondes,
h / H' ihre scheinbaren oder beobachteten Höhen , 6 die wah
re , und 8' die scheinbare oder beobachtete Entfernung dieser
Mittelpunkte.
Da die wahren und scheinbaren Orte eines jeden Gestirns
in demselben Vertikalkreise liegen, so ist, wenn die gemein
schaftliche Differenz des Azimuts der beyden Gestirne « heilst,
und eben so gibt die erste der vorhergehenden Gleichungen
Cos S — Sin H Sin h -{- Cos H Cos h Cos «
Cos 8' = Sin IR Sinh' -f- Cos H'Cos h'Cos w
woraus sofort folgt
Sin®
2
Cos H' Cos h'
und
Cos® —
H'+h'-f-S'^ H'+h'-S'
Cos — Cos
2 2
2
Cos H' Cos h'
„ , r , v ^ T 0 . „ w
Cos 8 — Cos(H-h)Cos® y —Cos(H+h)Sin*—j
Aus der zweyten der Gleichungen I. folgt
Cos (H-ph)
oder auch
2