étoit 35' 56"4 boréale ; ainsi la latitude apparente est 8'4 i "4 australe.Connoissant les deux côtés EL , SE (fig. 121 ), dont l’un est de 8 f41 "4, et l’autre de 29' 44^9 1 011 trouvera l’hypoténuse , ou la dis-tance apparente SL des centres du Soleil et de la Lune , 3o' 5 y "5 , lamême que par ma méthode (1903).

Pour comparer cette distance avec la somme des demi-diametresdu Soleil et de la Lune, il faudra ôter 2" du demi-diametre de la Lune(19^2), et 3" i du demi-diametre du Soleil pris dans nos tables (i5o8) ;enlin il faudra augmenter le demi-diametre de la Lune à raison de sahauteur sur l’horizon (1609) par la table xcn ;.... on aura ainsi lasomme des demi-diametres dont nous ferons usage (1869).

1868. S’il s’agit d’une éclipse d’étoile par la Lune, ou d’une autreéclipse dans laquelle l’astre éclipsé ait une latitude sensible SH, l’é-cliptique étant G I, il faudra avoir soin de multiplier la différencede longitude HI par le cosinus de la latitude ^parente IL (3877)pour avoir cette différence SE en arc de grand cercle dans l’endroitoù se trouve la Lune ; c’est la quantité dont nous avons fait usage. Ontrouvera à la fin des tables de la Lune ce qu’il faut ôter dans ce cas-làde la différence de longitude.

1869. On fera le même calcul environ une heure après (parce-que les éclipses d’étoiles ne durent guere qu’une heure), ou deuxheures après, si c’est, une éclipse de Soleil, et I on aura une autre dis-tance apparente SF (fig. 121) de la Lune au Soleil, et 1 angle DSF,par le moyen de la différence de longitude apparente SD, et de lalatitude apparente FD (1867). On conuoîtra aussi par ce moyen lemouvement apparent en longitude, relativement au Soleil, ED ouAF, et le mouvement apparent en latitude AL. Connoissant FA etLA, on calculera l’angle AFL, qui est l’inclinaison du mouvementapparent, et la ligne LF, qui est le mouvement de la Lune relativementau Soleil, sur l’orbite apparente ou affectée par la parallaxe. Cet angleAFLpeutêtre déplus de 2o°dans certains cas,comme quand la Luneest dans son nœud descendant, peu éloignée du nonagésime, et del’équinoxe d’automne; car alors le changement de la parallaxe portela Lune du même côté que 1 inclinaison de son orbite, ce qui aug-mente l’inclinaison apparente. On aura donc l’angle SLF , égal à lasomme des angles ESL, AFL; quelquefois c’est leur différence : onen conclura la perpendiculaire SB, qui est la plus courte distanceapparente de la Lune au Soleil; et le temps où la Lune a été en B,c’est le milieu de l’éclipse.

On supposera SL égale à la somme des demi-diametres appareilsdu Soleil et de la Lune ( 1867) ; connoissant SL et SB, on cherchera.

C cc ij