388 ASTRONOMIE, L l V. X.
]a ligne BL; on la convertira en temps, à raison du mouvement surl’orbite apparente , trouvé ci-dessus, et l’on saura combien la Lunea employé de temps à aller de L en B. Or l’on commît le temps dumilieu de l’éclipse en B, donc on connoîtra le moment de la lin euF, et celui du commencement en L ( Kepler, Epit. astrun. p. 888).
Il faut bien distinguer cette orbite apparente, affectée par la pa-rallaxe, et (pie nous venons de déterminer, de L orbite relative(1745), qui peut être représentée ici par une autre ligne MN ; nousn’en parlerons point dans le cas actuel. On doit se rappeller que ,dans l’orbite relative, il s agit du mouvement vrai de la Lune, vudu centre delaTerre, par rapport au Soleil supposé lixe eu S; onle détermine par le moyen des latitudes vraies LM, DN, qui peu-vent aller d’un autre sens, et être d’une autre dénomination que leslatitudes apparentes EL, DF.
1870. Quand on voudra connoîlre avec une grande précision lagrandeur de 1 éclipse, il faudra calculer deux autres distances appa-rentes, comme SF, et SL, mais plus voisines du milieu B de l’é-clipse, et se servir de ces nouvelles distances pour trouver la per-pendiculaire SB. Mais si l’orbite apparente FL n’est pas parfaite-ment rectiligne, comme nous lavons supposé pendant la duréed’une éclipse, du moins la différence ne va jamais qu’à peu de chosedans l’espace d’une demi-heure : dans l’éclipse de 174® » j e n’aitrouvé que 3" de courbure en 40' de temps, par un calcul rigoureux -,mais en 3 h 5 ' il y avoit 61". Kepler, dans l’éclipse de i5t>8, trouvoitplus de 3' de courbure en 3 h , pareeque la Lune étoit plus près duuonagésime. Dans l’éclipse de 1764, il y avoit 2 6" de courbure. Ainsila ligne droite FL n’est pas 1 orbite apparente de la Lune, mais seu-lement une ligne qui joint les deux lieux apparens L et F.
1871. La plus courte distance SB, calculée exactement, fait con-noître la grandeur de l’éclipse, à-peu-près comme dans les éclipsesde Lune (1765); car la somme des demi-diametres apparens de lalaine et du Soleil, moins la plus courte distance apparente des cen-tres, donne la grandeur de l’éclipse. Cette maniéré de déterminer lesphases, parle moyen de l’orbite apparente, est beaucoup plus fa-cile que celle des interpolations, indiquée par La Caille dans sesLeçons d’astron. (art. 1140).
1872. Le diamètre apparent de la Lune exige que l’on connoissesa hauteur, du moins à-peu-près, pour trouver l’augmentation(îoop). O11 pourroit trouver cette hauteur grossièrement avec unglobe; mais si l’on veutmettre de la précision dans ce calcul, on n’estpas obligé de faire tout le calcul de la hauteur ( io36). La Caille in-