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S i
T 3 t>g
oder sehr nahe
5 = Cos [T-f-8' 5 i" Sin (i — O)]
► a
woraus folgt, dass die Breite des beleuchteten Theils sehr nahe
dem Sin. vers. von T proportional ist.
Ist (({ — 0) gleich einem oder drey rechten Winkeln, so ist
t = Sin 8' 5 x"
a
oder die Lichtgränze ist nahe eine gerade Linie. Ist aber jener
Winkel o oder i8o, so ist
i = Cos ß
a I
oder die Lichtgränze hat selbst im Neumonde noch eine, obschon
sehr kleine Breite. Wenn der Mond genau halb beleuchtet er
scheint, so ist der Winkel am Monde ein rechter. Beobachtet
man also in diesem Augenblicke den Winkel T an der Erde, so
findet man in dem rechtwinklichten Dreyecke, welches diese
drey Gestirne vereinigt, die Entfernung der Sonne von der Erde
in Theilen der Entfernung der Erde vom Monde, d. h. die Pa
rallaxe der Sonne aus der bekannten Parallaxe des Mondes, denn
die Mondparallaxe kann ihrer Grösse wegen leicht durch die be
kannten Methoden gefunden werden, welche sich auf]die Parall
axe der Sonne nicht mehr sicher anwenden lassen , da jene im
Mittel 34 ^ 4 " 1 diese aber noch nicht 9" beträgt. Aber die Schwie
rigkeit den Augenblick genau anzugeben , wann die Hälfte des
Mondes beleuchtet ist , macht jenes Verfahren minder genau.
§• 4 -
Da die Lage der Flecken , welche man auf der Oberfläche
des Mondes bemerkt, gegen den scheinbaren Mittelpunct dessel
ben immer nahe dieselbe bleibt, so dreht er sich in Beziehung
auf die Fixsterne in derselben Zeit um seine Axe, in welcher er
seinen syderischen Umlauf um die Erde vollendet , und die Dauer
eines Tages auf dem Monde ist der synodischen Revolution dieses
Satelliten gleich. Übrigens bemerkt man kleine periodische Verän
derungen in der Lage dieser Flecken, die unter den Nahmen der
Librationen bekannt sind. DieLibration der Länge entspringt aus
der ungleichförmigen Bewegung des Mondes in seiner Bahn, ver
bunden mit der gleichförmigen Rotation derselben. Die Libration
der Breite kömmt von der verschiedenen Breite des Mondes, des
sen Rotationsaxe auf der Ekliptik nahe senkrecht steht. Jene macht
