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Abıh. so. wie in den meisten astronomischen
Lehrbüchern.
Sratt der Mayerschen Formeln für die Parallaxen,
 kann man auch die unten vorkommende
 gebrauchen. Man berechnet für verschiedene
 Zeitpuncte die wahre Länge un
Breite des D, seine Horizontalparallaxe un
Durchmesser, die wahre Länge der Sonne,
ferner die Längen - und Breitenparallaxen,
vermittelst welcher man die scheinbare Mondsbreite,
 den Unterschied der scheinbaren Längen,
 und daraus den Abstand der Mittelpuncte
Endet. Nun sucht man durch Interpolation
die Zeit, da der Abstand der Mittelpuncte der
Summe der Halbmesser des Monds und der-Sonne
 gleich ist, ‚welches die Zeit des Anfangs
und des Endes giht.

S. 178.
Der Mond ist der Erde so nahe, daß er
von einem Punct ihrer Oberfläche aus gesehen
an einer andern Stelle erscheint, als man ihn
aus dem Mittelpunct der Erde sehen würde,
und aus demselben Grunde erscheint er auch
zweyen Beobachtern auf der Oberfläche der
Erde in demselben Augenblik an verschiedenen
 Stellen des Himmels. Daher kömmt es,
dals zwey Beobachter an verschiedenen Oertern
 der Erde den Anfang einer Sonnenfinstermil
 nicht in einem A ugenblik sehen, weil diese
 nicht eine wirkliche Verdunkelung der
Sonne ist, sondern. von dem zwischen der
Sonne und dem Ort des Beobachters auf der
Erde befindlichen Mond herrührt, der die zu
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