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l'angolo orario della stella. Supponiamo un sistema di assi 

 ortogonali coll'origine nel centro della terra, l'asse delle z 

 diretto alla stella, l'asse delle y al punto di coordinate a, 

 90° -|- 5, l'asse delle x al punto di coordinate a-j-QO", 0. 

 Parallelamente agli assi x eà y \q coordinate della luna 

 saranno 



p = R cos D sen (A — a) 



gr = R sen D cos 5 — R cos D sen S cos (A — a) 



e quelle del luogo di osservazione 



u = ^ cos 9'' sen h 



ij = p sen cp' cos S — p cos 9^ sen § cos h 



Le coordinate apparenti della luna, cioè nel sistema 

 parallelo al precedente ed avente 1' origine nel luogo di 

 osservazione anziché nel centro della terra, saranno p — u 

 e q — V e la distanza del centro della luna dal nuovo asse 

 delle z (visuale diretta alla stella) sarà 



[(P - nf + (g - i;)2]2 . 



Questa distanza, nell'istante dell'immersione e dell' e- 

 mersione, è eguale al raggio lineare della luna K = 0.27255 

 e durante l'occultazione è minore di K. La Connaissance 

 des Temps ed il Berliner Astronomisches Jahrbuch danno 

 il valore g^, di g e le variazioni orarie di p e g per il 

 tempo della congiunzione geocentrica in ascensione retta 

 nel quale p = , per cui, ad un tempo x contato dall' i- 

 stante della congiunzione sarà 



ed analogamente, indicando con u^ , v^ ì valori di u e v 

 e con u', v' le loro variazioni orarie, pure calcolati per l'i- 

 stante della congiunzione, avremo prossimamente 



u = Uo-\- iu' , ?; = ■y^j -}- xv'. 



Durante 1' occultazione dovrà allora essere in valore 

 assoluto : 



