2>66 ASTRONOMIE, 1 I V. X.

1818. Là projection du pôle P se trouvera en concevant uneperpendiculaire du point P sur la ligne TI; elle y marque un pointéloigné du centre T d’une quantité égale àTP cos. PTI, ou TP cos.déclin, du Soleil (1812).

1819. La distance TN, ou l’espace compris entre le centre Tde la projection et le centre N du parallèle, est égale à TH cos.HTN (1812): mais TH est le sinus de la latitude du lieu, HTNest égal à PI ou à DE, c’est-à-dire, à la déclinaison du Soleil; doncTN est égale au produit du sinus de la latitude du lieu parle cosi-nus de la déclinaison du Soleil, en prenant pour rayon le rayonmême de la projection : nous en ferons usage ( i 85 o).

1820. Le point D de laTerre est celui qui à le Soleil au zénit; unautre point quelconque E, qui en est éloigné de la quantité DE, adonc le Soleil éloigné de son zénit de la même quantité DE; de làil suit qu’une ligne TA, étant prise sur la projection, donne le sinusde la distance ED du Soleil au zénit, ou le cosinus de sa hauteurpour le lieu E de la Terre qui est projeté au point A. Nous feronsusage plusieurs fois de cette proposition, et en particulier à l’article

l 9 l 7-

1821. Il suit aussi de là que TA exprime la parallaxe de Hau-teur , pour le lieu de la Terre qui est projeté en A ; car TL, qui estla parallaxe horizontale ( 1788), est encore le sinus total: doncT^.,qui est le cosinus de la hauteur, sera aussi la parallaxe de hauteur,qui est toujours = p cos. h (1629); donc, en général, la distancea un lieu de la Terre au centre de la projection est égale à la paral-laxe de hauteur , le rayon de la projection étant pris pour la paral-laxe horizontale. 11 faut observer cependant que c’est la parallaxequi conviendrait à la hauteur du Soleil, et non pas celle de la Lune,parcequeles différens points de la projection sont ceux auxquels onrapporte le Soleil, vu des différens points de la Terre : ce n est pasceux où l’on rapporte la Lune, qui se meut sur une orbite différente,tantôt au-dessus, et tantôt au-dessous.

1822. Le parallèle à l’équateur, ou le cercle dont H est le centreet GF le diamètre, étant rapporté ou projeté sus le plan ITL, y de-vient une ellipse (1814)1 et c’est cette ellipse qu’il est nécessairede décrire sur le plan, pour y rapporter les phases de l’éclipse :mais auparavant je dois faire observer que l’on peut transporter dansla région de la Lune le plan de projection ITL, et que l'ellipse ysera parfaitement la même que sur le plan ITL qui passe parle cen-tre de la Terre, puisqu’elle sera comprise entre des lignes parallèles