TROUVER LA DI F Fi REN CE DES MERIDIENS. 435

observées, ou des deux sommes des demi-diametresSL et SF, com-me leur différence est à la différence des segtnens BL et BF. La moi-tié de cette différence trouvée, étant ajoutée avec la moitié du mou-vement FL, donnera le plus grand des deux segmens, qui répondà la plus grande somme des demi-diametres : cette demi-différence,retranchée de la moitié du mouvement FL, donnera le plus petitdes deux segmens.

1975. Je suppose, par exemple, que l’on veuille commencer parle segment qui est du côté de la plus grande latitude apparente, soitqu’elles soient de même dénomination, ou de dénominations diffé-rentes ; si dans la première observation la latitude apparente, calcu-lée IL, est plus petite que dans la seconde, on se servira du rayonde la Lune et du segment, qui répondent à la seconde observation ;mais si la latitude est plus grande au commencement de l'éclipse,on choisira le segment qui répond à ce commencement ; c’est-à-direqu’on prendra le segment et le demi-diametre du même côté. Avecce segment, on fera la proportion suivante : la somme SF des demi-diametres apparens, qui répond à ce segment BF, est au rayon ouà l’unité, comme le segment est au cosinus de l’angle adjacent BFS.Cet angle, ajouté avec celui de l’inclinaison apparente LFA, don-nera l’angle SFA, égal à l’angle DSF ; c’est le complément de l’anglede conjonction apparente SFK, qui répond à la plus grande lati-tude GF.

Le rayon est à la somme des demi-diametres apparens SF, commele cosinus de l’angle DSF est à SD. Cette quantité, divisée par lecosin. de la latitude HS de l’astre S, si ce n’est pas le Soleil, donnerala distance HG à la conjonction apparente, pour celle des deux ob-servations qui répond à la plus grande des deux latitudes apparentesde la Lune. Cette distance à la conjonction apparente, avec le mou-vement apparent, pourroit servir à trouver la conjonction apparentesi l’on en avoit besoin.

On ôtera cette distance de la longitude vraie du Soleil ou del’étoile, si c est le commencement de l’éclipse, auquel répond laplus grande latitude; on l’ajoutera avec la longitude du Soleil, sic’est la fin de l’éclipse, et l’on aura la longitude apparente de laLune observée. Cette longitude apparente observée, étant com-parée à celle qu’on avoit calculée, donnera l’erreur des tables enlongitude.

Il pourroit arriver que l’immersion fut après la conjonction appa-rente en longitude: le cas est rare; mais si l’on avoit lieu de le

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