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Wenn eine Uhr, die nach der Zeit des Hafens, auswelchem das Schiff ausgefahrcn ist, gestellt wurde, ihrenGang während der Fahrt unverändert beybehält, so brauchtman nur jeden Augenblick auf dem Schiffe die Zeit des Be-obachtungsortes zu bestimmen, was sehr leicht ist, und diesemit der Zeit zu vergleichen, welche die Uhr in demselbenAugenblicke gegeben hat: die Differenz beyder Zeiten wirddie Differenz der Länge des Beobachtungsortes und des Ha-fens, also da man die Länge des Hafens schon kennt, auchdie des Beobachtungsortes geben. Da aber so vollkommeneUhren, die ihren Gang bey den unregelmäßigen Bewegun-gen des Schiffes und den oft großen Abwechslungen derTemperatur während einer langen Zeit unverändert beybe-halten, nur schwer zu verfertigen sind, so suchte man end-lich die Distanzen des Mondes von der Sonne oder von dengrößer» Planeten und Fixsternen zu diesem Zwecke zu be-nutzen. Die astronomischen Ephemeriden enthalten diese Di-stanzen für jede Stunde z. B. von Paris , wie man sie aus derbekannten Theorie des Mondes, das heißt aus den auf siegegründeten Mondstafeln leicht berechnen kann. Wenn daherder Seefahrer für irgend eine Zeit seines Ortes einesolche Distanz des Mondes beobachtet hat, so darf er nurin den Ephemeriden nachsuchen, für welche Pariser Zeit die-selbe Distanz statt hat, und der Unterschied beyder Zeitenwird die gesuchte Länge des Beobachtungsortes seyn. Zwarsind jene in den Ephemeriden berechneten Distanzen nur die,wie man sie aus dem Mittelpunkte der Erde sehen wür-de, und der Beobachter sieht sie von der Oberfläche derErde, also wegen der großen Nähe des Mondes etwas ver-schieden von der, welche er aus dem Mittelpunkte der Erdebeobachtet haben würde; allein eine einfache Rechnung,von welcher wir unten sprechen werden, reicht hin, die vonder Oberfläche der Erde beobachtete Distanz auf den Mit-