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Mondes von dem der Sonne und der vornehmsten Fixsternefür drey zu drey Stunden (Londner oder Pariser Zeit) einesTages schon voraus berechnet. Hat man daher eine dieserDistanzen zu einer gegebenen Zeit seines Ortes beobachtet, sofindet man in diesen Ephemeriden durch eine einfache Propor-tion, zu welcher Pariser oder Londner Zeit dieselbe Di-stanz nach der Rechnung statt hat, und da diese Distanz alseine Erscheinung betrachtet werden kann, die für alle Orte -der Erde in demselben Augenblicke statt bat, so ist die Dif-ferenz der Uhrzeit der Beobachtung und die in den Ephcmc-riden gefundene Pariser oder Londner Zeit auch zugleich dieDifferenz der Länge des Bevbachtungsortes von Paris odervon London .

So einfach dieses Verfahren ist, so fordert doch dieAusführung desselben mehrere umständliche Berechnungen,die wir, da diese Art der Längenbestimmungen von so gro-ßem Nutzen ist, hier näher angeben wollen.

Diese Distanzen sind in den Ephemeriden für den Mit-telpunkt der Erde berechnet. Allein wir beobachten sie nichtaus dem Mittelpunkte, sondern von der Oberfläche der Erde,daher beyde, die berechnete und die beobachtete Distanz nichtunmittelbar verglichen werden können. Um diese Verglci-chung möglich zu machen, muß also zuerst die beobachteteDistanz, die wir D nennen wollen, auf diejenige gebrachtwerden, welche man zu derselben Zeit aus dem Mittelpunktder Erde beobachten würde, und man sieht, daß beyde vor-züglich wegen der .großen Parallaxe des Mondes und auchwegen der Refraction beträchtlich verschieden seyn können.

Um die Höhenparallare sowohl, als die Refraction bey-der Gestirne zu finden, braucht man bekanntlich ihre Höhen.Wir wollen also annehmen, daß man kurz vor und nach dergemessenen Distanz D auch die Höhen dieser Gestirne beob-achtet habe, woraus man denn, da man die Höhenänderung