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de l’éclipse ; on calcule pour les mêmes instans la différence des pa-rallaxes en longitude et en latitude, parles méthodes qui ont étédétaillées ( 1666 et suiv. 191 o) ; on ajoute chaque parallaxe à la lon-gitude vraie, ou bien on la retranche suivant les cas que nous avonsexpliqués (1678), et l’on aies longitudes apparentes ou affectées dela parallaxe, dont la différence est le mouvement apparent de laLune sur l’écliptique; on en retranche le mouvement du Soleil oude l’astre éclipsés ; s’il est rétrograde, on les ajoute, et l’on a la valeurde GI, mouvement relatif apparent sur l’écliptique.

On applique de même les parallaxes en latitude, pour chacun desdeux instans, à la latitude vraie de la Lune calculée par les tables(ou à sa distance au pôle boréal de l’écliptique), et l’on a les lati-tudes apparentes IL, GF, au commencement et à la fin de l’éclipse.La différence de ces latitudes apparentes, ou leur somme, si l’uneétoit australe et l’autre boréale, est le mouvement apparent de laLune en latitude : on en ôte le mouvement en latitude de l’astreéclipsé, si sa latitude change dans le même sens que celle de la Lune ;et l’on a la valeur de AL : on multiplie la différence des longitudesapparentes, c’est-à-dire, GI, parle cosinus de la latitude Apparente( 38 77), en prenant celle qui tient le milieu entre les latitudes IL etGF , et l’on a la valeur du mouvement FA mesuré dans la région del’éclipse; il est plus petit que le mouvement sur l’écliptique. J’aiindiqué une table de la différence (1868), table XCV.

1974. Dans le triangle FAL rectangle en A, l’on connoît les deuxcôtés FA et AL; on trouvera l’hypoténuse FL, en disant : le mou-vement en longitude dans la région de l’astre est au mouvement enlatitude, comme le rayon est à la tangente de l’inclinaison de Yorbiteapparente (1869), ou de l’angle LFA. Le cosinus de l’inclinaison ap-

F arente est au mouvement apparent en longitude, dans la région deastre, comme le rayon est au mouvement apparent FL en lignedroite, sur l’orbite apparente de la Lune relativement à l’astre S,qui est toujours supposé immobile pendant la durée de l’éclipse.

Dans le triangle LSF, on connoît trois côtés, le mouvement ap-parent FL en ligne droite, la somme des demi-diainetres de la Luneet de l’astre éclipsé; celui de la Lune étant augmenté à raison de sahauteur sur l’horzion (r 5 io), cette somme doit être diminuée de 2", àcause de l’inflexion des rayons (1992) , et encore de 3 'G, à cause del’irradiation si c’eslle Soleil (i 3 y5). La somme des demi-diam. pourle commencement est SL, pour la fin c’est SF : on cherchera les an-gles SLF et SFL (3980) ; on peut pour cela se servir de l’analogie sui-vante (3914) : le mouvement FL est à la somme des deux distances