u 527 Abıh. so. wie in den meisten astronomischen Lehrbüchern. Sratt der Mayerschen Formeln für die Pa- rallaxen, kann man auch die unten vorkom- mende gebrauchen. Man berechnet für ver- schiedene 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 Monds- breite, den Unterschied der scheinbaren Län- gen, 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 verschiede- nen Stellen des Himmels. Daher kömmt es, dals zwey Beobachter an verschiedenen Oer- tern der Erde den Anfang einer Sonnenfinster- mil nicht in einem A ugenblik sehen, weil die- se 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 ; 4 em