摂動補正を行った月の地心黄道座標（λ，β）と太陽の地心黄道座標（λs，０）から、月と太陽の対日点黄経差ｄλを、
ｄλ＝λ−（λs−１８０）により求める。
対日点黄経差ｄλを−１８０度から１８０度の間の値にするため、
もし、ｄλ＞１８０ のときは、ｄλ＝ｄλ−３６０ とする。
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＞＝＜λ，β＞−＜λs−１８０，０＞＝＜λ−λs＋１８０，βm−０＞
地球の影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、地球の本影視半径σuを用いて、座標の原点を中心とする本影視円を描く。
月の視半径σｍを用いて、地球の影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。
月食が有れば本影視円に月視円が重なる。
月食が無ければ本影視円と月視円は重ならない。
これにより、月食が起こるか起こらないかを確認することができる。
【半影視円】 地球の影のうち半影の視半径を半径として描いた円をいう。
【本影視円】 地球の影のうち本影の視半径を半径として描いた円をいう。
