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si l’on est seul, pour chaque observation , c’est-à-dire pour déterminerle temps de f observation, pour l’écrire et se préparer à la suivante.L’hélioinetre ou micromètre objectif, est sur-tout très utile pourob-serverla grandeur de l’éclipse; ces observations se calculent commecelles du commencement et de la fin d’une éclipse ( 1971 ).

2484. L’on peut aussi mesurer avec ces instrumens la distancedes cornes ; il est même utile de faire alternativement ces deuxopérations, mesurer la grandeur de l’éclipse , puis la distance descornes, ensuite la grandeur de l’éclipse, etc. C’est ainsi qu'en pre-nant des parties proportionnelles, on trouvera pour un même instantet la grandeur cle l’éclipse , et la distance des cornes ; il y auroitencore plus d’exactitude si deux observateurs faisoient chacun deleur côté une des deux observations , en sorte que l’un observâtcontinuellement la grandeur de l’éclipse, et l’autre toujours la dis-tance des cornes : on opéré plus vite et mieux lorsqu’on ne changepoint d’opération. La méthode pour trouver la distance des centresparcelle des cornes, a été expliquée ( 1987); mais cette maniéréd’observer n’est pas assez usitée pour que j’aye cru devoir en détaillerles calculs ; cependant elle est devenue précieuse depuis qu’elle aparu indiquer l’inflexion des rayons solaires ( 1992).

2485. Enfin l’on peut observer une éclipse de Soleil avec unquart-de-cercle , comme Cassini le pratiqua dans le dernier siecle ,et marquer à l’horloge l’instant du passage, tant au fil vertical qu’aufil horizontal, des bords du Soleil et de ia Lune , et des cornes del’éclipse ; on en déduira les différences de hauteur et d’azimut( 2123 ) , la distance des cornes , et par conséquent la distance descentres du Soleil et delà Lune, de deux maniérés différentes, soitpar les passages des bords , soit par ceux des cornes de l’éclipse.On a ainsi l’avantage d’éviter l’inégalité des réfractions , qui est fâ-cheuse dans les petites hauteurs , et de faciliter les réductions quidépendent des parallaxes , parceque la parallaxe de hauteur est laplus facile à calculer ( 1629 ).

2486. La principale difficulté de cette méthode est le changementde situation des cornes, qui arrive pendant 1 intervalle de leurspassages au même fil, il est absolument nécessaire d’en tenir compte;pour cela on fait une table des différences de hauteurs observéessuccessivement plusieurs fois entre la première corne et la seconde;on voit par là combien cette différence de hauteur augmente àchaque minute de temps à mesure que l’éclipse croît, et s’il s’estécoulé une minute entre les passages des deux cornes , on diminuede la quanlité trouvée la différence de hauteur observée, pour avoir