月視差の補正を行った月の地心黄道座標（λm，βm）と太陽の地心黄道座標（λs，０）から、
月と太陽の黄経差ｄλを、ｄλ＝λm−λs により、
月と太陽の黄緯差ｄβを、ｄβ＝βm により求める。
ベクトルで表すと次のようになる。
＜ｄλ，ｄβ＞＝＜λm，βm＞−＜λs，０＞＝＜λm−λs，βm−０＞
太陽に対する月の相対位置（X，Y）は、ベクトルで
＜X，Y＞＝＜−ｄλ，ｄβ＞ となり、これが、月視円の中心位置となる。
よって、太陽の視半径σsを用いて、座標の原点を中心とする太陽視円を描く。
月の視半径σｍを用いて、太陽に対する月の相対位置（X，Y）を中心とする月視円を１時間毎に描く。
日食が有れば太陽視円に月視円が重なる。
日食が無ければ太陽視円と月視円は重ならない。
これにより、日食が起こるか起こらないかを確認することができる。
【月視円】月の視半径を半径として描いた円をいう。
【太陽視円】太陽の視半径を半径として描いた円をいう。
