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Nimmt man diese gleich o° 56 ' 58 ", so ist 
— = Sin.o 0 56 ' 58 " = 0,016570 und e = o.o 54863 , 
a 
, R - Re 
also — (1 + e 3 ) =d4 2 8"i und — = 187".5, und daher die 
a a 
gesuchte Horizontalparallaxe an dem Aequator für jede Entfer 
nung des Mondes von der Erde , nach der Gleichung (!>"') 
p = 3 ^e 8 ".1 
-f- 187". 5 Cos (er—w) -f- 24 • 5 Cos 2(v—inr) 
—j— 33 . y Cos [2(V—mr) — (cv—w )4 
-—0.7 Cos [2(r—mr)-j-(cr—w)] 
— 0.2 Cos [2(r—mr) -f- (c'rar—w r/ )] 
+ 0.7 Cos [2(7/—mr) — (c'mr—w')J 
— 0.4 Cos (c'ror— w') 
und in diesen heyden Gleichungen für nt -f- e und p ist r die 
wahre auf die Ekliptik reducirte Länge des Mondes, w die 
Länge des Perigeums der Mondbahn, er—w die wahre Anomalie 
des Mondes, 3 die Länge des aufsteigenden Knotens der Mondes 
bahn , c'mr—w" die w T ahre Anomalie der Sonne, v —mr die Län 
ge des Mondes weniger der Länge der Sonne, und gr— Sr das 
Argument der wahren Breite des Mondes. 
ln der ersten dieser Gleichungen ist die Summe der von 
(er — w), und 2 (c v—w') abhängenden Glieder, die Gleichung 
des Mittelpunktes, die nämlich, nach Th. II. S. 61, gleich 
— 2 e Sin (er — w) (f e* + f e 4 ) Sin 2 (er —w) ist. 
Der Faktor von 4480 ist die Evection, 
von 2100 die Variation , 
von 728 die jährliche Gleichung (II. S. 226) 
und 417 Sin 2 (gv — S) ist die Reduktion auf die Ekliptik, die 
nämlich (II. S. 70) gleich 
— tg* ^ 
° 2 . . !' 
— . Sin 2 Arg. d. Breite =.— 4 1 Sin 2 Arg. d. Breite ist. 
Sin t" 
$• *0. 
. Die beyden vorhergehenden Gleichungen geben die mittlere 
Länge des Mondes und seine Parallaxe durch die wahre Län 
ge, und sie müssen daher zur Anwendung in solche verwandelt 
werden, welche die wahre Länge und die Parallaxe durch die