DES ÏCLIPSES DE SOLEIL. *>5j

'demi-diametres et de la différence des parallaxes est de 1*24' 47^3 ;on résoudra le triangle LKM (1761); on trouvera le côté KM dei° 1 5 ' 6"4, qui, en temps, fera 2 h 44' 45 "; ainsi l’on aura, pour le com-mencement de l’éclipse générale , 7 h 37' 44" du matin, et pour la finD 7' 14" après midi; sa durée sur toute la Terre étoit 5 k 29' 3 o".

1797. Le commencement de l’éclipse centrale arrive lorsque laLune est au point V, ou son orbite coupe le cercle de projection(1794). Dans le triangle LMV, rectangle en M, on connoît la per-pendiculaire LM ( 179.5), et la ligne LV, qui est la différence des pa-rallaxes , ou le rayon de la projection ; on cherchera le côté MV ; onle convertira en temps, c’est-à-dire, on cherchera le temps que laLune emploie à parcourir VM, à raison du mouvement composé ourelatif; et ce temps étantôté de celui du milieu de l’éclipse générale,on aura le temps qu’il étoit à Paris quand l’éclipse commençoit àêtre centrale pour quelque point V de la Terre.

Exemple. Dans 1 éclipse de 1764, supposant LV— 53 ' 59 " 6 , LM=39' 20 " 6 , on cherchera l’angle MCV, et le côté MV = 36 ' 58 " 6 ,qui, réduit en temps, donne r 21'6" ; cette demi-durée, étant ôtéedu milieu de l’éclipse, io h 22' 29", donnera le commencement del’éclipse centrale, 9*“ 1' a 3 "; la deini-durée, ajoutée au milieu del’éclipse, donnera la fin 11 h 43 ' 35 ". Le temps que l’ombre employoità traverser la Terre, étoit de 2 h 42' i 3 ".

1798. Les calculs que nous venons de faire pour l’éclipse géné-rale, peuvent s’exécuter graphiquement, comme ceux des éclipsesde Lune ( 1767) ; on fera une grande figure, dont le rayon LA soitla différence des parallaxes du Soleil et de la Lune, c’est-à-dire, di-visé en autant de minutes qu’en contient cette différence des paral-laxes ; on prendra la ligne LH, égale à la latitude de la Lune, etl’angle MLH égal à l’inclinaison relative de l’orbite lunaire ; on pren-dra, sur la même échelle, une quantité égale au mouvement horairerelatif que l’on portera de H en N ; on marquera en H l’heure et laminute de la conjonction, et en N une heure de moins: on diviserapar ce moyen l’orbite GK en heures et minutes, et l’on verra à quelleheure la Lune s est trouvée en K, en V, en M, en X, et en G, commeon l’a trouvé par les calculs des articles précédens.

1 799. Il s’agit actuellement de connoître quels sont les différenspays de la Terre qui sont en V, en X , au moment où la Lune y ar-rive, c’est-à-dire,leurs longitudes géographiques, et leurs latitudes :Boulliaud les trouvoit parle moyen des tables du nonagésime : jedonnerai une méthode pour les trouver avec la réglé et le compas,en traçant des ellipses (1926), et pour en faire le calcul parla trigo-/