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une minute près ; cependant le P. Hell assure qu’on parvient àtrouver la différence des méridiens à 4 ou 5 ” près, par le moyend’une éclipse de Lune; pour cela il faut observer le moment oùl’ombre arrive à une des taches de la Lune; et il ne suffit pas deconsidérer l’ombre à l’endroit seul qui est le plus près de la tache,mais il faut que l’œil en parcoure la circonférence et la courbure,

{ jour voir si elle forme un arc non interrompu, passant au bord dea tache que l’on veut observer; il faut aussi tâcher de choisir unterme de l’ombre , c’est-à-dire une circonférence d’un certain de-gré d’obscurité, pour employer une ombre de la même densité pen-dant toute la durée de l’observation: on doit choisir les taches lesplus grandes pour observer l’immersion de leurs bords, ce qui estplus facile que d’estimer le milieu de la tache; enfin il faut observerau moins vingt ou trente taches différentes, dans leurs immersionset dans leurs émersions. On a le passage de chacune par le milieu del’ombre,etsi lesmêmes tachesontété observées dansun autre pays,on a autant de fois la différence des méridiens. Il n’y a que le com-mencement et la fin , l’immersion , et l’émersion qui donnent levrai milieu de l’éclipsé.

2472. Le P. Hell trouve par ce moyen que l’éclipse de Lune du22 novembre 1760, observée à Paris par M. Messier, avec unexcellent télescope de 3 o pouces de foyer, et à Vienne avec unesimple lunette de 5 pieds, donna 56 ' i 3 " pour la différence des mé-ridiens , cequiétoit assez juste, comme on le sait d’ailleurs; mais l’é-clipse parut commencer 4*7” plutôt avec la petite lunette du P. Hell,qu’avec le fort télescope dont on se servoit à Paris : par la mêmeraison, elle finissoit 4* ’j" plus tard ; en sorte qu’on a 8'i de différenceentre le résultat du commencement et celui de la fin, quand on lesconsidéré séparément, pour en conclure la différence des méridiensen temps ; mais le milieu est toujours le même , et le résultat moyendu P. Hell est à 7" près celui que nous avons eu d’ailleurs par ungrand nombre de bonnes observations, qui est 56 ' 6 ". Il en est demême des satellites de Jupiter ( 2493, 3 o 4 i ) ; il peut y avoir quel-que chose à rabattre d’une précision si singulière, cependant la mé-thode que nous venons d’expliquer mérite l’attention des astro-nomes ( Ephém . de Vienne \ 764 )• *

2473. On observe aussi les phases ou les segmens éclairés, par lemoyen du micromètre, pour déduire le milieu par deux phaseségales ; quand on a ainsi le milieu d’une éclipse obseryée en deuxendroits , la différence des temps est celle des deux méridiens.2474* Lorsqu’on se sert d’une lunette pour observer le Soleil, il

est