2o3 
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