Setzt man also wie oben 
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(a — a) Cos 5 
tg i>- 
09) 
so ist 
A — 
(d — 3) (a — a)’ SinüS— ^ 
(a — a) Cos 3 — ~^ . Y 
. (II.) 
Sin ^ 
§• 6 . 
Aus dem Vorhergehenden lassen sich eine grosse Anzahl 
hierher gehörender Aufgaben auflösen, von denen wir einige der 
vorzüglichsten näher betrachten wollen. 
I Für eine gegebene Zeit suche die scheinbar^ Distanz A’ 
der Mittelpuncte der Sonne und des Mondes. 
Ist für diese Zeit a d die Rectascension und Declination des 
Mondes, und a ö die der Sonne, so findet man die geocentrische 
Distanz A unmittelbar aus der Gleichung II. Da aber diese Linie 
sehr nahe senkrecht auf der Gesichtslinie des Beobachters steht, 
und ihre Entfernung von demselben - ' 
x ^ X 
ist, so ist der Winkel, unter welchem der Beobachter jene Linie 
sieht 
A' = 
oder nahe 
■X 
A' 
II. Es sey die scheinbare Entfernung A’ gegeben, und die 
Zeit zu suchen, für welche diese Entfernung Statt hat. 
Gewöhnlich ist diese Zeit der Anfang und^das Ende der par 
tialen oder der totalen Finsterniss, also A' im ersten Falle 
= r + p 
und im zweyten 
= r — p 
Da nun die Distanz A sowohl, als der Halbmesser des 
Monds m, wie er dem Beobachter erscheint, gleich