DES MATHÉMATIQUES. Part. V. Liv. V. 9* .dire, si 1’opposition ou la pleine lune se fait dans les limitesdéterminées ni-dessus. 11 suffit, pour cela , d’un calcul dn lieude la lune et du soleil, et de la latitude de la lune , rectifiespar leurs principales équations, ayant alors l'assurance que lapleine lune ost écliptique , on procède à un calcul plus exact.

On détermine avec la plus grande exactitude possible, leslieux du soleil et de la lune, ainsi que le moment de l’oppo-sition , la latitude de la lune , sa parallaxe, son mouvementhoraire , son diamètre, de même que celui du soleil et celui del’ombre, après quoi deux triangles rectilignes suffisent pouravoir toutes les phases de l’éclipse.

Ce qu’on vient de dire sur les éclipses de lune, est une intro-duction à celles du soleil. Si le spectateur terrestre étoit an centrede la terre , il n’y auroit d’autre différence dans le calcul, quede prendre ici le demi-diamètre du soleil, au lieu du detni-diamètre de l’ombre, et la conjonction au lieu de l’oppositionde la lune ; mais pour un spectateur placé sur la surface dela terre , il entre dans ce calcul plusieurs autres élémens qui lecompliquent singulièrement, sur-tout la parallaxe de la lune ,variable suivant les différentes hauteurs de cet astre sur l’hori-son ; aussi, un calcul d’éclipse de soleil, fut-il toujours réputétrès-laborieux et très-prolixe , comparé à celui d une éclipse delune , ce qui a engagé les astronomes à imaginer une méthodegraphique dont nous donnerons une idée. Mais ici, nous ren-voyons le lecteur qui désirera en prendre une connoissance com-plète des éclipses, aux livres d’astronomie, sur-tout à celui dela Lande, où l’on trouve tous les détails, les méthodes, les ligureset les exemples.

Les éclipses de soleil ne demanderoient pas plus de calculs,si l’on ne considéroit que le globe de la terre en général ; maispour un point particulier de la surface , il y entre la parallaxe dela lune influant sur la longitude et la latitude apparente de cet *astre, conséquemment sur le commencement, le milieu et lafin , ainsi que sur la grandeur de l’éclipse , suite nécessaire de lavariation de hauteur de la lune pendant la durée du phénomène.

Kepler eut une idée ingénieuse qui facilite ce calcul, et quia donné naissance à une manière de représenter les éclipses desoleil, qui met sous les yeux , comme dans un tableau, tous leslieux de la terre ou elle doit paroître plus ou moins grande,ceux quin’en verront que le commencement ou la fin, etc. Cetteidée consiste à regarder une éclipse de soleil, comme une éclipsede la terre par la lune , et telle qu’elle seroit vue par un spec-tateur lunaire; telle enfin que la calculeroit un astronome, s’ily en avoit un dans la lune. II y auroit seulement cette diffé-rence , que si l’astronome lunaire vouloit calculer l’appulse de

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