〔1〕（上卷述立法之原，中卷志七政恒星之顺轨，下卷志诸曜相距之数。）
上卷讲述制定历法的原理，中卷记录日月五星和恒星的运行规律，下卷记录各天体之间的距离数据。
〔3〕一，求南北真线以正面位。用方案极平，作圜数层，植表于圜心取日影。识表末影切圜上者，视左右两点同在一圜联为直线，即正东西；取东西线正中向圜心作垂线，即正南北。于京师以罗针较之，偏东四度余。（乾隆十七年1752改为二度三十分。）
第一，确定南北方向线来校正正南正北的方向。使用一个水平放置的平板，在上面画几个同心圆，在圆心竖立一根表杆来观测日影。记录表杆顶端影子与圆周相切的位置，如果左右两个对称点落在同一个圆上，连接这两点形成一条直线，就是正东西方向；取这条东西线的中点向圆心作垂线，就是正南北方向。在京城用罗盘针比较，发现（磁针）偏东四度多。（乾隆十七年改为二度三十分。）
〔4〕一，测北极高度以定天体。于冬至前后，用仪器测勾陈大星出地之度，酉时此星在北极之上，候其渐转而高，至不复高而止。卯时此星在北极之下，候其渐转而低，至不复低而止。以最高最低之度折中取之，为北极高度。恒星无地半径差，勾陈距地又高，蒙气差亦微，其数确准。以此测得申昜春园北极高三十九度五十九分三十秒。
第二，测量北极星的高度来确定天体的位置。在冬至前后，用仪器测量勾陈大星（即北极星）露出地平的高度，酉时（下午5-7点）这颗星在北极的上方，等待它逐渐升高，直到不再升高为止。卯时（早上5-7点）这颗星在北极的下方，等待它逐渐降低，直到不再降低为止。取最高和最低的度数取平均值，就是北极的高度。恒星没有地半径差（视差），勾陈星距离地面又高，大气折射的影响也很小，所以这个数值很准确。用这种方法测得申昜春园的北极高度为三十九度五十九分三十秒。
〔5〕一，求地半径差以验地心实高、地面视高之不同。康熙五十四年1715五月甲子午正，在申昜春园测得太阳高七十三度一十六分零二十三微，同时于广东广州府测得太阳高九十度零六分二十一秒四十八微。申昜春园赤道距天顶三十九度五十九分三十秒，广州府赤道距天顶二十三度十分，偏西三度三十三分。时夏至后八日，日躔最高，用平三角形推得地半径与太阳距地心比例，如一与一千一百六十二。又康熙五十五年1716三月丙申午正，在申昜春园测得太阳高五十三度零三分三十八秒一十微，同时于广东广州府测得太阳高六十九度五十四分零八秒三十六微。时春分后八日，日躔中距，推得地半径与太阳距地心比例，如一与一千一百四十二。乃以太阳最高与本天半径比例数一○一七九二○八与地半径比例数一一六二之比，为太阳最卑与本天半径比例数九八二○七九二与地半径比例之比，得一千一百二十一。既得三限距地心之远，用平三角形逐度皆推得地半径差。
第三，求地半径差（视差）来验证地心实际高度与地面观测高度之间的差别。康熙五十四年（1715年）五月甲子日正午，在申昜春园测得太阳高度为七十三度十六分二十三微，同时，在广东广州府测得太阳高度为九十度六分二十一秒四十八微。申昜春园的赤道到天顶的距离是三十九度五十九分三十秒，广州府的赤道到天顶的距离是二十三度十分，经度偏西三度三十三分。当时是夏至后八天，太阳运行到最高点，通过平面三角形计算得出地球半径与太阳到地心距离的比例是1:1162。又在康熙五十五年（1716年）三月丙申日正午，在申昜春园测得太阳高度为五十三度三分三十八秒十微，同时，在广东广州府测得太阳高度为六十九度五十四分零八秒三十六微。当时是春分后八天，太阳运行到中距位置，计算得出地球半径与太阳到地心距离的比例是1:1142。于是用太阳最高时（远日点）与本天半径的比例数10179208与地半径比例数1162之比，以及太阳最卑时（近日点）与本天半径的比例数9820792与地半径比例之比，得到1121。得到三个极限位置（最高、中距、最卑）的距离地心数据后，用平面三角形逐度推算出地半径差。
〔6〕一，求黄赤距纬以正黄道。康熙五十三年1714，于申昜春园累测夏至午正太阳高度，得视高七十三度二十九分十余秒。加地半径差五十秒，得实高七十三度三十分。减去本地赤道高五十度零三十秒，余二十三度二十九分三十秒，为黄赤大距。用弧三角形逐度皆推得距纬。
第四，求黄道与赤道之间的纬度差（黄赤交角）来校正黄道。康熙五十三年（1714年），在申昜春园多次测量夏至正午的太阳高度，得到视高为七十三度二十九分十几秒。加上地半径差五十秒，得到实际高度七十三度三十分。减去当地赤道高度五十度零三十秒，剩下二十三度二十九分三十秒，这就是黄赤大距（黄赤交角）。用球面三角形逐度推算出黄赤距纬。
〔7〕一，求清蒙气差以验地中游气映小为大、升卑为高之数。明万历间，西人第谷于其国北极出地五十五度有奇，测得地平上最大差三十四分。自地平以上，其差渐少，至四十五度，其差五秒，更高无差。其测算之法，如太阳视高十度三十四分四十二秒，距正午八十三度，于时日躔降娄宫三度三十六分，距赤道北一度二十六分。北极距天顶五十度零三十秒，用距正午、距赤道北、北极距天顶三度，作弧三角形，求得太阳实高十度二十七分五十三秒。与视高相减，又加地半径差二分五十七秒，得九分四十六秒，为地平上十度三十五分之蒙气差。本法仍之。
第五，求大气折射差（蒙气差）来验证大气中折射光线使物体看起来比实际大、位置比实际高的现象。明朝万历年间，西方人第谷（Tycho Brahe）在他所在的国家（丹麦），当地北极出地高度为五十五度多，测量得到地平线上最大蒙气差为三十四分。从地平线往上，蒙气差逐渐减小，到四十五度高度时，蒙气差只有五秒，再高就没有差了。他的测算方法：比如太阳视高为十度三十四分四十二秒，距正午八十三度，当时太阳运行到降娄宫（双鱼座）三度三十六分，在赤道北一度二十六分。北极距天顶五十度零三十秒，利用距正午、距赤道北、北极距天顶这三个角度，作球面三角形，求得太阳实际高度为十度二十七分五十三秒。与视高相减，再加上地半径差二分五十七秒，得到九分四十六秒，这就是地平高度十度三十五分时的蒙气差。本历法沿用这种方法。
〔8〕一，测岁实以定平行。康熙五十四年1715二月癸未午正，于申昜春园测得太阳高五十度零三十二秒三十五微，加地半径差一分五十六秒零五微，得实高五十度零二分二十八秒四十微。（此所加地半径差，仍新法算书旧数加之，其实地半径与太阳距地心比例，高、卑、中距三限，次年始定，覆推无异，故不改也。至求地半径差，取春分及夏至后八日，亦仍旧算。其实最高之限，累日测得，不在预定。夏至中距之限既未定，岁实亦转由最卑而得其准。最高最卑之比例，则在交食也。其广州府偏西度，盖先测月食时刻得之。）与赤道高五十度零三十秒相减，余一分五十八秒四十微，为太阳在赤道北之纬度。知春分时在午正前，以此纬度及黄赤大距作弧三角形，推得黄道度四分五十七秒四十三微，为太阳过春分经度。次日午正，复测得纬度，推得太阳过春分一度零四分零六秒零三微，两过春分度相减余为一日之行五十九分零八秒二十微，比例得本日春分在巳初三刻十四分十秒四十八微。又康熙五十五年1716二月戊子午正，于申昜春园测得太阳高四十九度五十四分四十九秒五十一微，依法求之，得本日春分在申初三刻二分五十五秒四十八微。总计两春分相距三百六十五日五时三刻三分四十五秒，为岁实；为法，除天周，得每日平行。
第六，测定回归年长度（岁实）来确定太阳的每日平均运动。康熙五十四年（1715年）二月癸未日正午，在申昜春园测得太阳高度为五十度零三十二秒三十五微，加上地半径差一分五十六秒零五微，得到实际高度五十度零二分二十八秒四十微。（这里所加的地半径差，仍沿用新法算书中的旧数据，实际上地球半径与太阳到地心距离的比例，在最高、中距、最卑三个极限，要到第二年才确定，反复推算没有差异，所以不更改。至于求地半径差，取春分和夏至后八天的数据，也仍旧用旧算法。实际上最高点的极限，是连日观测得到的，并非事先预定。夏至中距的极限既然未定，回归年长度也转而由最卑点求得准确值。最高和最卑的比例，则通过交食来测定。至于广州府的偏西度数，是先通过测量月食时刻得到的。）与赤道高度五十度零三十秒相减，余下一分五十八秒四十微，这就是太阳在赤道北的纬度。知道春分点在正午之前，用这个纬度以及黄赤大距作球面三角形，推算出黄道度四分五十七秒四十三微，这是太阳经过春分点的经度。第二天正午，再次测量纬度，推算出太阳经过春分点一度零四分零六秒零三微，两个过春分点的度数相减，余下一日的行程五十九分零八秒二十微，按比例算出本日春分在巳初三刻（上午9:45）十四分十秒四十八微。又在康熙五十五年（1716年）二月戊子日正午，在申昜春园测得太阳高度为四十九度五十四分四十九秒五十一微，按照同样方法求得，本日春分在申初三刻（下午3:45）二分五十五秒四十八微。总计两个春分点相距三百六十五日五时三刻三分四十五秒，这就是回归年长度（岁实）；用这个数去除天周（360度），得到每日平均运动（平行度）。