DES ÉCLIPSES DE SOLËlLl 365

représentées dans la fig. i n : ST est la liçne menée du centre duSoleil au centre de la Terre, que nous appelions simplement la lignedes centres ; IL un plan qui passe par le centre de la Terre , perpen-diculairement à la ligne des centres. Ce plan forme le cerclé d’illu-rninalion, et sépare la partie éclairée 1DL delà partie obscureLOVl:nous allons rapporter à ce plan les différentes parties de la projec-tion; et tout ce que nous dirons à ce sujet, pourra s’appliquer auplan de projection, lors même que nous le placerons dans la régionde la Lune (1823), parcequ’il sera toujours parallèle au cercle d'il-lumination , et sensiblement égal. La ligne PO est l’axe de la Terre,EQ le diamètre de l’équateur, PELOQIP le méridien universel(1804), c’est-à-dire, celui qui passe continuellement par le Soleil,et que les différens pays de la Terre atteignent successivement parla rotation diurne de notre globe; ED est la déclinaison du Soleil,ou sa distance à l’équateur; l’arc PI est l’élévation du pôle au-dessusdu plan de projection : cette hauteur est égale à la déclinaison duSoleil; car si des quarts de cercle PE et DI on ôte la partie com^mune PD,, on aura l’arc PI = DE, qui est la distance du Soleil à l’é-quateur E, ou sa déclinaison. Elle est aussi égale à l’inclinaison détous les parallèles terrestres, par rapport à la ligne des centres, ellecomplément de leur inclinaison, par rapport au plan de projection.

Ayant pris , depuis l’équateur, les ares EG et QF, égaux à la lati-tude d’un lieu de la Terre, la ligne G Fl perpendiculaire à l’axe PO,et qui est le cosinus de la latitude EG, sera le rayon du parallèle dece lieu, ou du cercle qu’il décrit chaque jour par la rotation diurnede la Terre; GF sera le diainetre du parallèle. Des points G, F et FI,

3 ui sont les extrémités et le centre du parallèle, nous abaisseronses perpendiculaires GM, FR, HN; les points M, R, N, où cesperpendiculaires rencontreront le diamètre du cercle de projectionIL, seront les projections des extrémités et du centre du parallèle.

1817. La distance TM du centre T de la projection , au bord in-térieur M de la projection du parallèle, est égale au sinus de l’arcGD, ou de la différence entre EG, qui est la latitude du lieu, etDE qui est la déclinaison du Soleil. La distance TR du centre T dela projection , à l’extrémité la plus éloignée R du parallèle, est égaleau sinus de F arc DF, ou de l’arc VF ; cet arc VF est égal à la sommedes arcs VQ et QF, dont l’un est égal à la déclinaison du Soleil, etl’autre à la latitude du lieu : ainsi Ici distance du centre de la projec-tion au sommet de l’ellipse du parallèle est. le sinus de la somme dela latitude du lien et de la déclinaison du Soleil .