In semidiametro Solis (r)- definiendo Cel. Mayemra 

 secutus sum ; atque summam radiorum Solis et Lunae , ob 

 irradiationem et inflexionem luminis , 6'^$ comminui , ita 

 ut initio ac fine eclipsis sit / — r 4- 11"^ — ^'^5. 



Durante eclipsi centra Solis et Lunae tanti-llLim ab 

 invicem distant, ut distantiam eorum apparentem ponere 

 liceat ~ y ((O' — C)' -+-h^') , unde momento initii ac 

 finis obtinemus O' — C = V ( s'" — b'" ) =. a' ^ et 

 C' — O^' ^ / (s''^ — h''^) — a'\ (Eaedem scilicet literae,. 

 quas hic linea ad latus superins ducta denotavimus, binis' 

 lineis notatae , momento finis conveniunt. ) Quaie quum 

 sit C'' — C — A , discrimen verae longitudini^ Solis et Lu- 

 nae erit initio =0' — C = »' — ^% ^ine autem 

 ::= C — Qf^ -=: a'^ -\- 'K''' : unde ob moHim horarium relati- 

 vum ~ H — h sequitur verae coujunctionis tempus,, 



ex observatioue initii = r^ -+- ^^(a^ — X^). min.sec. 



ex observatione finis autem n: r'''' — -^^ (a^'' -^ X''^. min. sec, 

 quae perfecte aequalia esse deberent , nisi in observationi«^ 

 bus tabulisque astronomicis enores latitarent. 



Posita itaque correctione longitudinis Lunae ac SohV 

 = X, latitudinis — y , parallaxis rz: z, , temporis seu lon» 

 gitudinis loci observationis z=.u^ distantiae s' znds: con- 

 stat esse 6' := 6 - fx = 6 - ^ cofi k-h^), X =: iii^ii^ , ideo- 



que veram Lunae latitudinem —h — ^^^-hy, d^-zrmk,. 

 ^l-t = 9^ cof(>c-f-<) = ^i = {g, ax =r 1^1 =: ^, 

 et d a' ~ 0^ — ^'^K. Hinc posito praecisionis causa 

 3^ = m, ^±f:=: n, fit d a:' = q^ -^^, (y -^- -^). Oui,- 

 bus valoiibus substitutis j tcmpus i/crae conjunctionU cnt,, 



£6« 



