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In dieser Gleichung ist d3 — dY=. dem, Unterschied
 der aus dem Anfang und Ende der
Finsternifßs hergeleiteten Zeiten des wahren
Neumonds, die Coeffheienten von dS, dB und
dx” sind ebenfalls gegeben. Hat man also
von drey verschiedenen , Orten Beobachtungen
 des Anfangs und des Endes ‚einer Sonnenfinsternifßs,
 so erhält man drey Gleichungen,
 vermittelst welcher die drey unbekannten
 Größen dS, dB und dm” bestimmt werden
 können.
Zieht man die Zeiten der aus. Beobachtungen,
 an verschiedenen. Orten bestimmten
7usammenkünfte des Monds mit der Sonne
von einander ab, um den Mittagsunterschi
zu finden , so heben sich die von den Größen
dS. dB und dz” herrührenden Fehler öfters
gegen einander auf, oder werden unbedeutend.
 Dieses erkennt man sogleich, wenn
die Coefficienten jener Größen sich  gegeneinander
 aufheben oder sehr klein werden.
Wenn die Sonnenfinsternifs klein ist, so wird
secıb sehr gros, SO wie auch tang Aus
kleinen. Sonnenfinsternissen kann man. also
die Länge nicht sicher bestimmen *).
Nach den Untersuchungen, welche die
Sejour über die Sonnenfinsternisse 1764 und
1769

%) Die Methode, vermittelst der hier gegebenen Di
ferentialformeln die Längen genauer zu bestimmen
und die Fehler der Mondstafeln zu verbessern» Jehrte
 zuerst Lexell. N. Comment, academiae scientiarum
imp. petropolitanae T. XV. Berl, Ephemeriden für
1776. S. 176:

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