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la pénombre est plus sensible sur le commencement et sur la fin,

que vers le milieu de lYdipse.

1706. Enfin d’autres astronomes, entre autres Mayer, pensentque la correction de l’atmosphere est toujours ^ du demi-diumetretic l’ombre, c’est-à-dire, qu'il faut y ajouter autant de secondes qu’ily a de minutes. Je m’en liens ordinairement à cette réglé ; elle estsuffisante, à cause du peu de précision dont ces observations sontsusceptibles. Dans l’exemple précédent, 1 011 a trouvé 44' 55 " 7 ; 011y ajoutera 44 "ÿ, et l’on aura le demi-diamelre apparent de l’ombrede la Terre, y compris l’elfe t de son atmosphère, \ 5 ' 40 " 6 . Nousparlerons de la pénombre qui produit une partie de cet effet (1768).

Ti'ouver les phases d’une éclipse de Lime.

l’jb'j. Lorsqu’on connoît l’heure de la pleine lune ou de l’oppo-sition vraie (1-741), la latitude de la Lune pour ce temps-là , l'incli-naison de son orbite qui dépend du mouvement horaire de la Lunetant en longitude qu’en latitude (1748), et le mouvement horairedu Soleil ; on doit chercher le temps du milieu de l’éclipse.

Soit O (fig. 100) , le point de l’écliptique opposé au Soleil, on lecentre de l’ombre de la Terre à la distance de la Lune ; OG le demi-diametre de l'ombre, ELS l'orbite relative de la Lune (1745) ; L lelieu de la Lune au moment de l'opposition; OL la latitude de laLune , ou sa distance à l’écliptique KG -, ÜM la perpendiculaireabaissée sur l’orbite relative EMS ; au moment où l’éclijise com-mence , la Lune étant en E , le bord de la Lune touche en P le bordde l’ombre ; ainsi E est le lieu de la Lune au commencement de l’é-clipse -, de même le point S est le lieu de la Lune à la fin de l’éclipse,ou à la sortie de l’ombre : les triangles MOE, MOS sont égaux,puisqu'ils ont un côté commun OM , les côtés égaux ÜE et OS com-posés de la somme des demi-diametres, et qu’ils sont rectangles l’unet l’autre en M ; ainsi le côté EM est égal au côté MS : donc lepoint M indique le milieu de l’éclipse; au lieu que le temps del'opposition arrive quand la Lune est au point L de son orbite sur uncercle de latitude OL perpendiculaire à l’écliptique KG dans lepoint O qui est directement opposé au Soleil.

1788. Dans le triangle LOM, formé par le cercle de latitude OLet par la perpendiculaire OM, l’angle LOM est égal à l’inclinaisonde l’orbite relative de la Lune (1746). En effet, la perpendiculaireà l’orbite et la perpendiculaire à l’écliptique 11e different qu’à raison