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ehe die Lage des Monds gegen die Erde in Beziehung auf diese 
neue Ebene bestimmen, offenbar die vorhergehenden 
x y z 
seyn, und man wird haben 
x = x' Cos 5 + z' Sin b 
» ■ a , 
y = y 
z = z' Cos b — x' Sin b 
daher hat man auch 
x = r [Sin d Sin 5 -f- Cos d Cos 5 Cos (a—a)] 
y = r . Cos d Sin (a — a) 
z = r [Sind Cos 5 — Cosd Sin 5 Cos (a—«)] , 
welche Ausdrücke sich durch Einführung einer Ililfsgrössc p 
bequemer machen lassen, indem man annimmt 
i . • 
ter d 
tg P = —— 8 
Cos (a— o.) 
Auf eine ähnliche Weise wollen wir nun auch die Lage des 
Beobachters gegen den Mittelpunct der Erde bestimmen. Nennt 
man nähmlich 9 die Polhöhe , s den Stundenwinkel, wo 
s = Rectasc. des Zeniths — a 
ist, so findet man für die den vorigen parallelen Coordinaten des 
Beobachters ohne Mühe folgende Ausdrücke 
X = R (Sin 9 Sin b -f- C0S9 Cos b Cos s) 
Y — R . Cos 9 Sin s 
Z = R (Sin 9 Cos b — Cos 9 Sin b Cos s) 
wo R die Entfernung des Beobachters vom Mittelpunct der Erde 
ist, und wo man wieder annehmen kann 
tgq 
*S ? 
Cos s 
j I 
1 
5 - 5 - 
Wir wollen nun durch den Mittelpunct des Mondes eine 
Ebene legen, die parallel mit der Axe der y, oder senkrecht auf 
¡der Axe der x steht. Den Punct dieser Ebene, in welcher der Mit 
telpunct des Mondes ist, wollen wir mit L, den Punct, wo die 
Linie der x diese Ebene trifit, mit S, und den Punct, wo eine 
von dem Beobachter nach der Sonne gezogene Linie diese 
Ebene trifft, mit s bezeichnen. Wird der Punct s gegen S durch 
die der vorigen analogen Coordinaten v Z gegeben, so ist offenbar 
li 
— X