Mb 391 zu finden, mufßs man von jener 177,85 sin N wegen der Nutation, und 20” cos (*— ©) sCC- lat. wegen der®* Aberration ‚abziehen, Wenn % die Länge des Sterns und © die Länge der Sonne bezeichnet. Die Nutation-nach der Breite ist —0, wegen der Aberration aber mul man zu der mittlern Breite 20” sin(*—0) sin lat. * addiren. Aus der scheinbaren Breite des Monds, der scheinbaren Breite des Sterns und dem Abstand des Mittelpuncts des Monds von dem Stern, welcher für die Ein- und Austritte dem vergrößerten Halbmesser des Monds gleich ist, findet man ferner leicht den Unterschie der scheinbaren Längen. Es seye Fig, 55. Taf, VI. der Pol der Ecliptic £; EO, EB zween durch den Stern S und den Mittelpunet des Monds L gelegte Breitenkreise , 50 kennt man in dem sphärischen Dreyek LS die drey Seiten ES (Complement der. schein. Breite des Sterns), EL (Compl. der scheinb. Monds- breite), SL Cvergr. Halbmesser des Monds)). Hieraus findet sich der Winkel SEL, oder oder der Unterschied der scheinbaren. Län- gen, vermittelst der bekannten Formel DE d sin(P— EM PLEL) Ginz SELNS Sn ES sin AL wo P die halbe Summe ‚der drey Seiten des Dreyeks bedeutet. Zieht man durch den Stern $ den Parallel- kreis der Ecliptic Sb, so ist.Lb der Unterschied der scheinbaren Breiten des Monds und des b 4 Sterns,