19; 3
4;43
22; 35
23;35
22; 20
7;18
20; 3
21;30
17;42
23; 11
0;41
0;39
20;57
20; 7
21;19
21;31
2; 818,2"
1,5
6,1
2,1
6,1
2,1
1,7
3,0
5,9
18,2
8,5
16,0
19,3
7,4
2,8
1,8
12,9
10,1
5,5351,5°
340,7
150,9
24,4
106,6
231,9
28,5
267,0
80,5
256,2
176,0
355,4
165,0
35,7
304,5
14,3
44,2
206,3
344,6   26. Истинные долготы Солнца и Луны в момент средней фазы лунного 
затмения
различаются на 180°. Следовательно, если нам известна долгота Солнца, то 
известна
и долгота Луны. Предварительно, однако, мы должны определить истинное время
средней фазы затмения TQ. Однако в наблюдениях обычно фиксировали не момент
средней фазы, а время первого tj или последнего т2 касаний кругом земной тени
лунного диска в сезонных часах истинного времени. Соответственно Птолемей
находит:  а)   приближенную долготу  Солнца А^  по  известной дате  затмения;
б) продолжительность ночи в равноденственных часах на широте места наблюдения
при AQ = А^; в) tj и т2 в равноденственных часах истинного солнечного времени;
ч	Ат	Дт	Дт
г) полудлительность затмения -j-; д) т0 = ^ + ~2~ = r2 —Y в Равн°Денственных
часах местного истинного времени; е) Tq для меридиана Александрии. Полученное
таким образом значение Tq используется для определения истинной долготы Солнца
непосредственно, т.е. без учета уравнения времени. О возможных причинах неучета
уравнения времени см. в [НАМА, р.64].
Рассмотрим подробнее вычисления Птолемея.

Дата наблюдения 27-й год эры Набонассара, тот 29.
А. Приближенная долгота Солнца (кн.Ш, гл.2, 6)
Д*	АЛЬ
18у	355;37,26°
8У	358;3,18°
28d	27;35,52°
~6h	0;15°
At-  26y28d6h      741;32°
Вычитаем целые обороты ДА^ = 21;32°.