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wenn ?, eben das für die zweyte Beobachtung bedeuten, was q, fürdie erste. Da nun F — e ist, so wird

>, co, ^ cq/ >,' co- ^ '

Der erstre Umstand aber, nämlich die veränderte Entfernung des Monds von der Erde,ist wichtiger, und crfodcrt Korrektionen, die eine genaue Kenntnis des Mond-Laufsvoraussetzen, hier also noch nicht erklärt werden können.

§. 226. Die zweyte Methode beruht darauf, daß im Meridian die Rcktas-zension durch die Parallaxe nicht geändert wird (§. 20;.). Hat man also zwey Tagenach einander die Zeit der Kulmination eines Planeten beobachtet, und durch Verglei«chung mit Fixsternen seine Rektaszenston bestimmt, so kennt man zwey wahre Rektas-zenstonen, und die tägliche Aendrung derselben, woraus man für jede Zeit dieses Tagesdes Planeten wahre Rektaszenston findet; hiezu werden aber beym Monde die hohemDifferenzen crfodcrt (§. >87-)- Beobachtet man nun den Planeten und einen bekann-ten Fixstern in einem andern Stnndenkreise, so erhält man die durch die Parallaxegeänderte Rektaszenston, welche mit der wahren zur Zeit der Beobachtung, die maudurch die eben erklärte Interpolation findet, verglichen, die Parallaxe der Rckraszcn-sion^A f, für die beobachtete Höhe gibt. Es sey (z8. Fig.) des Planeten wahrerOrt in I-, der durch die Parallaxe in I gebracht wird: zieht man also die Stunden-kreise ?l^, ?I, so wird der Planet mit dem Stnndenkreise ? I zugleich durch denStnndenfaden des Fernrohrs, mit dem Stnndenkreise ? aber durch den Meri-dian gehn, weil daselbst ? verschwindet. Die Zeit zwischen der Obftrvation in Iund der Kulmination des Planeten, gibt also den wahren Stundenwinkel V?woraus, nebst der Polhöhe /Z und der Höhe des Planeten y, man den parallaktischen Winkel ^

durch die Gleichung lin (H iv. 1.) findet. Da nun 9 f — ist (§. 216.),

so wird h - - ^ok y, und ' Die Abweichung des Pla-

neten F findet man aus den täglichen Beobachtungen im Meridian, leicht so genau wiees hier erfodert wird. Nimt man auf die sphäroidischc Gestalt der Erde Rücksicht, somus B —« statt 6 gesezt werden (§. 211.).

§. 227. Die lezte Methode erfodert zwey Beobachter an zwey sehr entferntenOertern unter demselben Meridian, die also die Kulmination des Planeten zugleich beob-achten. Es se» i zy. Fig. ) ? p der Meridian, in dem die Beobachtungs - Oerter>1,^, auf verschiednen Seiten des Aequators liegen; die an beyden Oertem

erhabenen Pole seyn ?, p; der Planet befinde sich in der Ebne des Meridians in I.;die Scheitel-Linien V tvi, vX, treffen den Durchmesser des Acquators in m, n, dieLinie zwischen den Mittelpunkten der Erde und des Planeten L I-— r aber inund seyn die Linien zum Zenitl). Kennt man nun die Polhöhe beyder

Oerter, ?c m V n /Z, —- 3 ', so findet man für diese Polhöhen, die Halbmesser

El ^ — 2, Lm 2', und die Winkel 2 tVI V — L lkl in w, Elh^n— 5/, der Hypothesegemäs, die man zum Grunde legt. Durch die Beobachtung der Höhe, oder durch Verglei-

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