好家伙，这都是些什么数字！看起来像是古代的天文计算记录。咱们一句一句地捋捋，用现代话来说说。
第一句，“交终分，二十七万二千一百二十二分二十四秒。” 意思是：最终交会的时间点是二十七万二千一百二十二分二十四秒。 这“交会”指的应该是什么天文现象的交汇时刻，具体是什么得看上下文。
第二句，“交终，二十七日二千一百二十二分二十四秒。” 这句话和上一句意思差不多，只是把时间单位换成了“日、分、秒”，更直观一些，说明最终交会的时间是二十七天二千一百二十二分二十四秒。
第三句，“交中，十三日六千六十一分一十二秒。” 这指的是交会的中点时间，也就是十三天六千六十一分十二秒。
第四句，“交差，二日三千一百八十三分六十九秒。” 这可能是指某个特定事件与交会时间的差值，也就是相差两天三千一百八十三分六十九秒。
第五句，“交望，十四日七千六百五十二分九十六秒半。” 这应该指的是朔望（月相变化）与交会时间的关联，时间是十四天七千六百五十二分九十六秒半。
第六句，“交应，二十六万一百八十七分八十六秒。” 这“交应”可能指某种天文现象的响应时间，是二十六万一百八十七分八十六秒。
第七句，“交终，三百六十三度七十九分三十四秒。” 这里用的是角度单位，说明最终交会点的位置是三百六十三度七十九分三十四秒。
第八句，“交中，一百八十一度八十九分六十七秒。” 同样是角度，交会中点的位置是一百八十一度八十九分六十七秒。
第九句，“正交，三百五十七度六十四分。” 这可能是指某种标准的交会位置，是三百五十七度六十四分。
第十句，“中交，一百八十八度五分。” 类似上句，指另一个标准交会位置，是一百八十八度五分。
第十一、十二、十三句，“日食阳历限，六度。 定法，六十。 阴历限，八度。 定法，八十。 月食限，十三度五分。 定法，八十七。” 这三句描述了日食和月食发生时的角度限制，以及对应的某种固定数值（“定法”）。 日食阳历限是六度，定法是六十；阴食阴历限是八度，定法是八十；月食限是十三度五分，定法是八十七。
接下来几句，是关于如何计算天文事件发生时间的具体步骤，用现代话解释起来比较费劲，因为涉及到很多专业术语和计算方法，咱们直接原文引用吧：
推天正经朔入交
置中积，加交应，减闰余，满交终分，去之；不尽，以日周约之为日，不满为分秒，即天正经朔入交泛日及分秒。）上考者，中积内加所求闰余，减交应，满交终去之，不尽，以减交终，余如上。
求次朔望入交
置天正经朔入交泛日及分秒，以交望累加之，满交终日，去之，即为次朔望入交泛日及分秒。
求定朔望及每日夜半入交
各置入交泛日及分秒，减去经朔望小余，即为定朔望夜半入交。若定日有增损者，亦如之。否则因经为定，大月加二日，小月加一日，余皆加七千八百七十七分七十六秒，即次朔夜半入交；累加一日，满交终日，去之，即每日夜半入交泛日及分秒。
求定朔望加时入交
置经朔望入交泛日及分秒，以定朔望加减差加减之，即定朔望加时入交日及分秒。
求交常交定度
置经朔望入交泛日及分秒，以月平行度乘之，为交常度；以盈缩差盈加缩减之，为交定度。
求日月食甚定分
总而言之，这段文字记录的是古代天文计算中一系列复杂的步骤和数据，涉及到日食、月食以及其他天文现象的预测和计算。 这些计算方法和单位现在已经很少使用了，但可以看出古代天文学家对天文现象的精确计算已经达到了很高的水平。
咱们先说日食的计算方法。首先，看下日食发生时，朔（农历初一）时刻的度数在半天（12个时辰）的上下。如果在半天以下，就从半天里减去这个度数，得到日食“中前”时刻；如果在半天以上，就用这个度数减去半天，得到日食“中后”时刻。然后，用这个“中前”或“中后”的度数分别乘以或减去半天，再往后移两位数（相当于除以一百），比如结果是96，就相当于0.96，这就是时差。最后，把这个时差分别加减到“中前”和“中后”的度数上，就得到了日食“食甚”的具体时刻。再把时差分别加到“中前”和“中后”的时刻上，就得到了日食发生时距离正午的时刻。
接下来是月食的计算。看下月食发生时，望（农历十五）时刻的度数在一天的四分之一（6个时辰）的上下。如果在四分之一以下，就是卯前；超过四分之一，就用这个度数减去半天，得到卯后。同理，如果在四分之三（18个时辰）以下，就用这个度数减去半天，得到酉前；超过四分之三，就用这个度数减去一天，得到酉后。然后，用卯前或卯后、酉前或酉后的度数分别自乘，再往后移两位数，比如结果是478，就相当于0.478，这就是时差。最后，把时差分别加减到望时刻的度数上，就得到了月食“食甚”的具体时刻。根据日食发生和结束的时间，就能推算出月食发生时的具体时间了。
要算出日月食发生时具体的时刻和度数，需要用到“盈缩历”。首先，把日食或月食发生时的朔望时刻（也就是农历初一或十五）的时刻和度数记录下来。然后，把日食或月食“食甚”的时刻和度数分别加上和减去朔望时刻的时刻和度数，就得到了“食甚”在盈缩历中的时刻。再根据太阳运行的规律计算出盈缩差，如果太阳运行是“盈”，就加上盈缩差；如果太阳运行是“缩”，就减去盈缩差，这样就得到了“食甚”在盈缩历中的最终度数。
接下来计算南北方向的偏差。先看下日食“食甚”在盈缩历中的度数，如果在象限以下，就是初限；如果在象限以上，就用这个度数减去半年，得到末限。然后，用初限和末限的度数相乘，再除以1870，得到一个度数（如果结果不满一度，就转换成分秒）。再用这个度数减去4度46分，剩下的就是南北方向的泛差。然后，用日食距离正午的时刻乘以泛差，再除以半天的时间，得到的结果再减去泛差，就得到了南北方向的最终偏差。如果泛差不够减，就反过来减，该加的减，该减的加。在盈初缩末的时候，交前阴历减，阳历加；交后阴历加，阳历减；在缩初盈末的时候，交前阴历加，阳历减；交后阴历减，阳历加。
最后是计算东西方向的偏差。（此处原文缺失，无法翻译）
咱们先看看怎么算日食的那些事儿。首先，根据日食发生的日期，算出日食的盈缩历定度，再用它减去或乘以半年的周数，然后除以1870，得到一个度数。如果不够一个度，就继续算出分秒，这就是东西方向的偏差。用这个偏差乘以距离正午的时间，再除以日周的四分之一，就能得到最终的偏差。如果偏差超过了之前的那个东西方向偏差，那就用两倍的偏差减去它，剩下的就是最终偏差，加减要看具体情况。
如果日食发生在盈亏交点之前，阴历要减去这个偏差，阳历要加上；发生在盈亏交点之后，阴历要加上，阳历要减去；如果正好在交点，那就反过来。缩的时候也一样，盈亏交点之前，阴历加，阳历减；之后，阴历减，阳历加；正好在交点，就反过来。
接下来，咱们算日食的正交和中交的限度。把正交和中交的度数，加上或减去南北东西的偏差，就能得到正交和中交的限度以及分秒。
然后是算日食的阴阳历交前后度。看看算出来的交点度数，如果小于中交限，就用中交限减去它，得到阳历交前度；如果大于中交限，就用它减去中交限，得到阴历交后度。如果小于正交限，就用正交限减去它，得到阴历交前度；如果大于正交限，就用它减去正交限，得到阳历交后度。
月食的阴阳历交前后度怎么算呢？如果算出来的交点度数小于交中度，就是阳历；大于交中度，就用它减去交中度，得到阴历。如果在后准十五度半以下，就是交后度；如果在前准一百六十六度三十九分六十八秒以上，就用交中度减去它，剩下的就是交前度和分。
日食的分秒怎么算呢？把算出来的交前后度分别减去阴阳历的食限（不够减的就说明没发生日食），剩下的按照一定的规则算出日食的分秒。
月食的分秒计算就不用考虑南北东西的偏差了。直接用交前后度减去食限（不够减的不食），剩下的按照一定的规则算出月食的分秒。
最后，咱们算日食的定用和三限辰刻。把日食的分秒，先减后乘再开平方，然后乘以5740，再除以定限行度，得到定用分。用它减去食甚定分，得到初亏时间；加上食甚定分，得到复圆时间；根据发敛的情况，就能算出日食的三限辰刻。
月食的定用和三限五限辰刻的计算方法，后面再详细说明。
好家伙，这都是啥啊，看着就头大！咱们一句一句地掰扯掰扯，慢慢来。
首先，算月食的时间。把月食最大食分（就是月球被遮挡的最大程度）的数值，先减去30，再乘以30，然后开平方。算出来的结果再乘以5740，再除以一个叫“定限行度”的数值（这个数值具体是多少，得看当时的历法规定），得到一个叫“定用分”的数值。用这个“定用分”减去最大食分，就是初亏（月食开始）的时间；加上最大食分，就是复圆（月食结束）的时间。通过这些步骤，就能算出月食的开始、最大食分和结束这三个时间点。
接下来，是算月食的更精细时间。这个方法跟上面差不多，也是先用最大食分里的一个数值（既内分，具体是什么，得看原文）减去10，再乘以10，开平方，再乘以5740，除以“定限行度”，得到“既内分”。然后用“定用分”减去“既内分”，得到“既外分”。有了这些，就能算出初亏、食既（月球完全进入地球本影）、食甚（月食达到最大程度）、生光（月球开始离开地球本影）和复圆这五个时间点。
然后，要算月食发生的具体时间，比如几点几分。先把月食发生的那天早上最大食分的时间乘以2，再除以5，得到一个叫“更法”的数值；再把“更法”除以5，得到“点法”。然后，把月食开始和结束的时间，如果在下午，就减去下午开始的时间；如果在早上，就加上早上开始的时间。再用“更法”去除，得到“更数”；如果不够除，就用“点法”来补充，得到“点数”。这样就能算出月食发生的具体时间，精确到几点几分。
日食和月食发生的位置，也跟阴历阳历有关。日食在阳历，开始在西南，最大食分在正南，结束在东南；在阴历，开始在西北，最大食分在正北，结束在东北。如果日食的食分超过八分，那开始在正西，结束在正东。月食正好相反，阳历从东北开始，正北达到最大，西北结束；阴历从东南开始，正南达到最大，西南结束；食分超过八分，则从正东开始，正西结束。这些都是以中午为基准说的。
最后，要算带食日出日落的情况。如果日出日落的时间在初亏之后、食甚之前，那就是带食日出日落。要算出带食日出日落能看到的食分，需要用最大食分减去日出日落的时间差，再乘以食分，除以“定用分”（月食的话，用既内分减去差值，再除以既外分）。减去食分，就能算出带食日出日落能看到的食分。日食食甚在白天，早上是逐渐变大，晚上是逐渐变小；晚上食甚，早上是逐渐变小，晚上是逐渐变大。
最后，还要算出日月食发生时的星宿位置，但这里没具体说明怎么算。
总而言之，这套算法复杂得令人咋舌，需要很强的数学基础和天文知识才能理解和运用。 现在可方便多了，直接查天文软件就行了！
这段文字描述的是古代天文历法计算，涉及到日月食、行星运行周期等复杂数据。 首先，它解释了如何根据日月盈亏确定历法中的“定积”，也就是一个固定的时间单位。 如果月亮是盈的，就用这个定积；如果是亏的，就要加上半个周天（大概半年的时间）再算定积。 然后还要根据冬至那天太阳在黄道上的位置进行调整，最终才能算出日月食发生的时间和具体位置，精确到分秒。
接下来，这段文字列出了关于木星、火星和土星的各种天文数据。 比如，木星的周率是“三百九十八万八千八百分”，周日是“三百九十八日八十八分”，历率、度率、合应、历应等等，都是一系列复杂的数字，代表着不同的天文参数。 这些参数用于计算行星的运行轨迹和周期。 此外，还提到了“盈缩立差”、“平差”、“定差”等概念，这些应该是用来修正计算误差的数值，分别有加减的说明，比如木星的“盈缩立差，二百三十六加”，火星的“盈初缩末立差，一千一百三十五减”等等。 最后，还给出了一个“伏见”数值，可能是指行星在某个特定时刻的观测角度，“伏见，一十三度”指的是木星，“伏见，一十九度”指的是火星。 土星的数据也类似，同样列出了周率、周日、历率、度率和合应等参数。 这些数字的含义需要结合当时的历法知识才能理解。 总而言之，这段文字展示了古代天文计算的精细程度，以及对天体运行规律的深入研究。 这些数据背后，是古代天文学家们长期观测和计算的结果。
这段文字中提到的“历度”、“历中”、“历策”等术语，以及木星、火星、土星的各种参数，都属于专业的天文术语，其具体含义需要参考当时的历法文献才能准确解释。 而“表略”则表示此处省略了具体的表格数据。 整段文字展现了古代天文计算的复杂性和精确性，也反映了古代天文学家们对宇宙规律的探索和理解。
好家伙，这都是些啥数字啊！看起来像是古代的天文计算记录。咱们一句一句慢慢捋，别急。
第一段，应该是计算某个星体（可能是金星，后面会提到）运行的数值。 “历应，五千二百二十四万五百六十一分。” 意思是根据历法推算出来的，这个星体运行了五千二百二十四万五百六十一分。 “盈立差，二百八十三加。” 这指的是盈余的差值，要加上二百八十三。 “平差，四万一千二十二减。” 平差需要减去四万一千二十二。 “定差，一千五百一十四万六千一百。” 最终确定的差值是一千五百一十四万六千一百。 “缩立差，三百三十一加。” 又是一个差值，这次是缩减的，要加上三百三十一。 “平差，一万五千一百二十六减。” 再进行一次平差，减去一万五千一百二十六。 “定差，一千一百一万七千五百。” 最终确定的差值是一千一百一万七千五百。 “伏见，一十八度。” 这大概是指观测到的星体角度，是十八度。 后面的“(表略)”应该是一些表格数据，这里省略了。
接下来是关于金星的计算。 “周率，五百八十三万九千二十六分。” 金星运行一周的比率是五百八十三万九千二十六分。 “周日，五百八十三日九十分二十六秒。” 金星运行一周需要五百八十三天九十分二十六秒。 “历率，三百六十五万二千五百七十五分。” 这应该是历法的比率，三百六十五万二千五百七十五分。 “度率，一万。” 度数的比率是一万。 “合应，五百七十一万六千三百三十分。” 合计的结果是五百七十一万六千三百三十分。 “历应，一十一万九千六百三十九分。” 根据历法推算的结果是一十一万九千六百三十九分。 “盈缩立差，一百四十一加。” 盈余或缩减的差值，加一百四十一。 “平差，三减。” 平差，减去三。 “定差，三百五十一万五千五百。” 最终确定的差值是三百五十一万五千五百。 “伏见，一十度半。” 观测到的星体角度是一十度半。 “(表略)”同样是省略的表格数据。
然后是水星的计算，和前面金星的计算方法类似。“周率，一百一十五万八千七百六十分。” 水星运行一周的比率是一百一十五万八千七百六十分。“周日，一百一十五日八十七分六十秒。” 水星运行一周需要一百一十五天八十七分六十秒。“历率，三百六十五万二千五百七十五分。” 历法的比率仍然是三百六十五万二千五百七十五分。“度率，一万。” 度数比率是一万。“合应，七十万四百三十七分。” 合计的结果是七十万四百三十七分。“历应，二百五万五千一百六十一分。” 根据历法推算的结果是二百五万五千一百六十一分。“盈缩立差，一百四十一加。” 盈余或缩减的差值，加一百四十一。“平差，二千一百六十五减。” 平差，减去二千一百六十五。“定差，三百八十七万七千。” 最终确定的差值是三百八十七万七千。“晨伏夕见，一十六度半。夕伏晨见，一十九度。” 这指的是水星在不同时间观测到的角度，分别是十六度半和十九度。 “(表略)”同样省略了表格数据。
最后一段描述了一种天文计算方法，用以推算五星（金木水火土）的运行情况。“推天正冬至后五星平合及诸段中积中星……以段日累加中积，即诸段中积；以平度累加中星，经退则减之，即为诸段中星。（上考者，中积内减合应，满周率去之，不尽，便为所求后合分。）推五星平合及诸段入历” 这段文字描述的是一种复杂的计算过程，涉及到“中积”、“中星”、“周率”等天文概念，具体细节需要结合当时的历法知识才能理解。 简而言之，这段话描述的是一种将五星的运行数据整合到历法中的计算方法。 这段文字比较专业，需要专业的天文史知识才能完全理解其含义。
首先，咱们把这些天文计算的步骤一步步翻译成大白话。
第一段说的是怎么算星体的位置。先把一些中间值加起来，再除以一个固定的数值（就像咱们现在用计算器一样）。如果除尽了，就不用管了；如果除不尽，就按照一定的比例换算成分秒，最后把这些分秒加起来，就得到了星体在历法中的位置。 上考（一种计算方法）的话，就从中间值里减去历法上的数值，剩下的步骤和刚才一样。
第二段讲的是怎么算盈缩差。先把星体在历法中的位置确定下来，如果它在历法数值的下面，就是盈；在上面，就减去历法数值，剩下的就是缩。然后根据盈缩的大小，分别计算初限和末限。 这初限末限就像一个范围，用来确定计算结果的精度。
第三段是火星的例子，说明了怎么根据盈缩历计算火星的初限和末限。火星的盈缩范围和其他的星体不一样，所以初限和末限的数值也就不一样。
第四段解释如何计算最终的盈缩差。用初限和末限分别乘以星体的立差（一个固定的数值），再把结果加减平差和定差，最后再乘以初限和末限，满亿就换算成度，不满就换算成分秒，这就是最终的盈缩差了。 还有一种方法，就是用历策除以盈缩历，得到策数和策余，再用损益率乘以策余，除以历策，最后加减盈缩积，也能得到盈缩差。
第五段开始计算星体最终的位置了。把每个星体的中间值加上或减去盈缩差，就得到了这个星体在某一天的具体位置（日和分秒）。然后加上冬至的日期，如果超过了某个周期（纪法），就减去周期，再用甲子来表示具体日期。
第六段是计算星体在哪个月的哪一天。把前面算出来的具体位置加上天正闰日，除以朔策（一个周期），商就是月份，余数就是这个月已经过去的天数（包括分秒）。月份从天正十一月开始算，这样就能知道星体在哪个月的哪一天了。
第七段是计算星体在某个时刻的具体位置（宿度和分秒）。把星体的中间位置加上或减去盈缩差（金星要乘以2，水星乘以3），就得到了星体的最终位置。然后加上冬至的黄道日度，就能知道星体在哪个星宿的哪个位置了。
第八段，求诸段初日晨前夜半定星，这句没具体解释计算方法，估计是根据前面的步骤，计算出星体在某个特定时刻（初日晨前夜半）的具体位置。
首先，我们要算出每一段星体的运行速率。把每段开始时的运行速率乘以这段时间，再除以一百，然后根据每天的运行情况调整，就能得到每段开始那天半夜的星体位置。 之后用同样的方法计算其他时间点的星体位置。
接下来，计算每段星体的日运行速率和度数变化率。 具体来说，用后一段星体所在位置减去前一段星体所在位置，得到日运行速率；用后一段星体所在宿次减去前一段星体所在宿次，得到度数变化率。
然后，我们计算每段星体的平行度。用每段的度数变化率除以日运行速率，就能得到每段的平行度，精确到分秒。
接下来，计算每段星体的增减差和日差。用前后两段的平行度相减，得到这段星体的泛差；泛差乘以二再退一位，得到增减差；用增减差加减这段的平行度，得到这段星体初末日的运行度数。如果前面多后面少，就加到起始日，减去末尾日；如果前面少后面多，就减去起始日，加到末尾日。增减差乘以二得到总差，再用日运行速率减一除以总差，得到日差。
对于前后伏迟退段的增减差计算方法有所不同。 如果星体是前伏，就取后一段起始日的运行度数，加上日差的一半，得到末日的运行度数。如果是后伏，就取前一段末日的运行度数，加上日差的一半，得到起始日的运行度数；再用这个起始日的运行度数减去这段的平行度，得到增减差。如果是前迟，就取前一段末日的运行度数，减去日差的两倍，得到起始日的运行度数。如果是后迟，就取后一段起始日的运行度数，减去日差的两倍，得到末日的运行度数；再用这段的平行度减去这个末日的运行度数，得到增减差。前后距离近的，保留迟段的数据。
木星、火星、土星这三颗星如果逆行，就用六倍的平行度，退一位，作为增减差。金星如果前后逆行，就用三倍的平行度的一半，退一位，作为增减差。前逆行的，用后一段起始日的运行度数减去日差，得到末日的运行度数；后逆行的，用前一段末日的运行度数减去日差，得到起始日的运行度数；然后用这段的平行度减去这个起始日的运行度数，得到增减差。水星逆行的话，增减差就是平行度的一半。所有情况，都用增减差加减平行度，得到初末日的运行度数。前面多后面少，加到起始日，减去末尾日；前面少后面多，减去起始日，加到末尾日。再把增减差乘以二得到总差，用日运行速率减一除以总差，得到日差。
最后，计算每天清晨前夜半星体的运行位置。 取每段起始日的运行度数，根据日差累加或累减，如果后面少就减，后面多就加，得到每天的运行度数，精确到分秒。然后根据宿次进行调整，就能得到每天清晨前夜半星体的运行位置。
最终，我们要计算五星的会合、伏、见、入、盈亏的历法。
首先，要算出星星的具体位置，精确到日、分、秒。如果超过了一年，就把一年减掉，剩下的时间就是次年冬至之后的时间。如果不到半年，就是盈历；如果刚好半年，就减掉半年，是缩历。不到初限就算初限，超过初限就减掉半年，剩下的就是末限。这样就能算出五星会合、伏见、盈缩历的日期和时间了。
接下来，算五星会合时运行的差值。 每颗星，用它在该段起始日的运行度数减去太阳在该段起始日的运行度数，剩下的就是运行差值。但金星和水星如果在逆行期间会合，就要把星的运行度数和太阳的运行度数加起来，才是运行差值。水星如果傍晚伏见，早晨显现，那就直接用太阳在该段起始日的运行度数作为运行差值。
然后算五星精确会合、精确显现、精确伏见的总时间。木星、火星、土星这三颗星，直接用平合时晨见或夕伏的总时间，就是精确会合、伏见的总时间。
金星和水星比较复杂，要先算出盈缩差，水星的盈缩差还要乘以二。然后用每颗星的运行差值去除盈缩差，得到天数，不够一天的就继续除，得到分秒。如果是在平合时傍晚显现早晨伏见，就加盈历，减缩历；如果是在逆行会合时傍晚伏见早晨显现，就加缩历，减盈历。这样就能算出精确会合、伏见的总时间了。
最后，算五星精确会合的具体时间和位置。木星、火星、土星这三颗星，用平合时的运行差值去除该段起始日太阳的盈缩积，得到一个差值日数（不够一天的就继续除，得到分秒）。再用太阳的盈缩积减去这个差值，得到一个差值度数。然后，把这个差值日数加到（或减去）精确会合的总时间上，得到精确会合的具体时间；把差值度数加到（或减去）精确会合的位置上，得到精确会合的具体位置。
首先，咱们来说说金星和水星的合。它们合的时候，是往前走还是往后退，都要分别算出它们运行的差距，然后减去太阳每天运行的距离，得到它们合的日期。如果算出来的不是整数天，就再细化到分秒。如果是往前走的合，就加上太阳每天运行的距离；如果是往后退的合，就减去太阳每天运行的距离，这样就能算出更精确的合的度数了。 我们把往前走的合叫“顺合”，往后退的合叫“退合”。 然后，用冬至那天的时间，加上算出来的合的日期和时间，如果超过一个周期（旬周），就减去一个周期，再用天干地支表示出来，就能得到精确的合的日期和时间了。 同样，用冬至那天的时间加上黄道上的度数，再算上合的度数，如果超过黄道上的一个星宿范围，就减去，就能得到合的时候所在的星宿和度数了。
接下来，咱们说说怎么算木星、火星、土星这三个星的合。它们合的时候，要先算出它们在半夜时黄道上的度数，然后减去它们在半夜时所在的星宿的度数。如果剩下的度数比太阳当天运行的度数小，就说明它们当天合了。金星和水星的合就反过来算，用它们所在的星宿度数减去黄道度数，如果剩下的度数比它们当天运行的度数小，就说明它们当天合了。如果金星和水星是往后退的合，要看太阳当天晚上有没有运行到它们所在的星宿，第二天太阳有没有超过它们所在的星宿，如果金星和水星往后退，超过了太阳所在的星宿，那就是它们合的日子。
然后，咱们再算算木星、火星、土星出现和消失的日期。先把它们出现和消失的日期和时间都列出来，早上出现就加上91天31分6秒，晚上出现就减去91天31分6秒。如果这个时间在半年以内，就自己乘以自己；如果超过半年，就用它减去一年，剩下的再自己乘以自己。结果如果超过75，就除以75得到分，超过100就得到度，不够就退回成秒。然后用出现和消失的度数乘以这个结果，再除以15。最后，用这个结果除以它们运行的差距，就能得到日期，不够就退回成分秒。把出现和消失的日期加减起来，就能得到最终的出现和消失的日期和时间了。最后，像前面一样，用冬至的时间加上算出来的日期和时间，就能得到最终的出现和消失的日期和时间了。
最后，我们再算一下金星和水星出现和消失的日期。 （此处应补充金水二星定见伏定积日的计算方法，但原文未提供，故无法翻译。）
好家伙，这古代的天文计算，看着就头大！咱们一句一句捋捋，用大白话来说说。
首先，它说要根据每天太阳运行的差异来算日子。 具体来说，先算出太阳盈亏的总量，不满一天就换算成分秒。 要是晚上看到星星，第二天早上星星的位置又变了，那就把盈亏加减一下；要是早上看到星星，晚上再看，位置又变了，那就把盈亏的加减顺序反过来。 然后，把星星出现和消失的时间，以及盈亏的总量，都加减算出来，得到一个“常积”，也就是个基础数据。
如果这个“常积”在半年周期以内，说明是在冬至之后；超过半年周期，就减去半年周期，剩下的就是夏至之后的时间。 如果这个时间在90天31分6秒以内，就自己乘以自己；超过这个时间，就用半年周期减去它，再自己乘以自己。 冬至后看到的早晨星象，夏至后看到的晚上星象，要除以18才能算成分；冬至后看到的晚上星象，夏至后看到的早晨星象，要除以75才能算成分。 然后再用星星出现和消失的度数乘以这个结果，再除以15；得到的结果，如果够一天，就除掉，不够就换算成分秒。最后，把这个结果加减到“常积”里，得到一个“定积”，也就是最终的修正值。
最后一步，如果星星是早上看到晚上消失的，冬至后就要加上这个“定积”，夏至后就要减去；反过来，如果是晚上看到早上消失的，冬至后就要减去“定积”，夏至后就要加上。 这样算出来的，就是星星最终出现和消失的准确时间，包括日期、时间和秒数。 最后，再根据之前的步骤，就能算出星星最终出现和消失的具体时间了。 这整个过程，简直比绕口令还绕口！
