При последовательном применении этой методики систематические погрешности
теории Солнца Птолемея должны войти целиком в состав погрешностей определения
координат звезд. На этом замечании основывается одна из двух конкурирующих
гипотез, объясняющих происхождение систематической погрешности в долготах звезд
в каталоге Птолемея около 1°, которая равняется средней погрешности его 
солнечной
теории, восходящей к ошибочному определению момента осеннего равноденствия
132, сент. 25 (коммент. 63 к кн.Ш). Библиографию вопроса см. в коммент. 61.
60. 139, февраль 23.
    61. Птолемей приводит один-единственный пример измерения эклиптических
координат звезды при помощи армиллярной сферы — указанное наблюдение Регула.
Его описание не проясняет все детали, но тем не менее оно позволяет 
восстановить
основную последовательность операций. Методика измерения эклиптических ко-
ординат звезд включала всего шесть этапов:
    1.	Ориентация инструмента по Солнцу. Визирный круг 5
(рис. 5-А) устанавливался на отсчет круга J инструментальной эклиптики, 
соответ-
ствующий значению истинной долготы Солнца	в момент наблюдения. Затем
система кругов 1 и 5 совместным вращением устанавливалась в такое положение,
при котором тень от обращенной к Солнцу половины каждого из кругов падала бы
на противоположную ей половину. (Как показали современные исследования,
произвести такую установку с абсолютной точностью невозможно при наличии
ошибки в вычисленной долготе Солнца и вследствие действия рефракции, см. по
этому поводу [Wlodarczyk, 1987, р.188, п.17, 33].) Предполагалось, что после
установки системы кругов У и 5 плоскости инструментальной и небесной эклиптик
совпадут, а зафиксированный на круге 1 нуль отсчета долготы будет 
соответствовать
направлению на точку весеннего равноденствия. Верхнее пересечение круга 1 с
плоскостью меридиана, определяемой кругами 4 и 3 инструмента, при этом даст
значение долготы кульминирующей точки эклиптики Aj(M).
    Выше мы уже отмечали (см. коммент. 5, 11 к KH.V), ЧТО ориентация
инструментальной эклиптики была в принципе возможна и без предварительного
определения долготы Солнца, однако Птолемей при описании методики определения
координат звезд не упоминает об этой возможности.
    2. Привязка к Луне. Круг широты б с помощью системы визиров
Ъ — Ъ круга 7 наводится на Луну; при этом угловое расстояние на круге J между
точками пересечения с кругами 5 и б даст разность видимых долгот Луны и Солнца
ZUso(?1) в указанный момент.
    3. Перерыв в наблюдениях до момента появления на небе ярких
звезд.
    4. Повторная ориентация инструментальной эклиптики по Луне.
Производилась согласно той же методике, что и ориентация по Солнцу; при этом
круг 5 устанавливался на деление инструментальной эклиптики, соответствующее
значению видимой долготы Луны А5(<2) в момент второго наблюдения; после
установки инструментальной эклиптики определялось также значение долготы ее
кульминирующей точки А2(М).
    5.	Измерение координат звезды. Круг б с помощью системы
визиров Ъ — Ь круга 7 наводился на звезду; при этом расстояние на круге 1 между
точками его пересечения с кругами 5 и б даст разность долгот звезды и Луны
ААж_г(г2) в момент второго наблюдения; широта звезды определится 
непосредственно
по шкале круга б.
6.	Вычисление   долготы   звезды на основе измеренных величин.
Методика  определения  координат  звезд  при  помощи  армиллярной  сферы,
предполагает проведение двух измерений: а) элонгации Луны в момент t{ незадолго
перед заходом Солнца; б) элонгации звезды от Луны в момент t вскоре после его

захода. Все остальные величины, необходимые для нахождения долготы звезды,
определяются вычислением. Редукция данных наблюдений производилась согласно
следующей методике.
    1)	Долгота Солнца. Время наблюдения Птолемей фиксирует как 5!/2h после
полудня в Александрии. Птолемей не объясняет, каким образом была получена эта
величина, но, вероятно, для этого использовались водяные часы. Указанному 
моменту
соответствует интервал от начальной эпохи его таблиц At = 885y218d51/2h и 
значение
истинной долготы Солнца Х^(1Х) = 333;3°, если производить вычисления по таблице
кн.III, гл.2, 6. Три величины: время t от полудня до момента наблюдения в
равноденственных часах, долгота Солнца XQ и долгота кульминирующей точки
эклиптики Х(М) связаны соотношением
а[Х(М)] = a(XQ) + 15°*,
где а — прямое восхождение, определяемое по таблице кн.П, гл.8, колонка «прямая
сфера» (кн.П, гл.9 и коммент. 64 той же кн.). Значение Х(М), необходимое для
расчета лунного параллакса, может быть вычислено, если известно t и XQ. Однако
Птолемей определяет его наблюдением, вероятно, для того, чтобы сократить
требуемый объем вычислений.
Для   указанного   момента   времени   <    современные   расчеты   дают:   XQ 
=
= 333;44°, высота Солнца hQ = 1; 10° [Britton, 1967].