B 18 ASTRONOMIE, II V. XX.

d'observations dans un seul résultat, en p;enant la somme ou là diffé-rence de plusieurs équations particulières, à l’exemple d’Eu'er, quidétenninoit ainsi les inégalités de Satun e. Je vais expliquer celteméthode en détail, parcequ’elle peut servir dans d’autres recherchesastronomiques.

33oS. On commence d’abord par déterminer la différence d’as-cension droite et de déclinaison entre une tache et le centre de laLune (2116, 25 o 4): mais pour faire ces observations , il faut bienconsidérer que le parallèle apparent du bord de la Lune n’est pas unvéritable parallèle à l’équateur (2538) ; la diff rence va quelquefoisà plus d’un degré, et il en pouvroit résulter environ i5" d’erreur surla position des caches éloignées du centre de la Lune en déclinaison.

Lorsqu’on a trouvé la différence d’ascension droite, on cherche ladifférence de longitude et de latitude (2i3o) -, on en conclut la lon-gitude et la latitude vues de la Lune, de même que nous l’avons faitpour le Soleil (3248, 3264) : mais il faut pour la Lune une attentionde plus, pareeque le pôle de l’écliptique n’est pas sur la circonfé-rence de son disque-, PT (fig. 271) n’est pas de 90°, mais cet arcPT est égal à la distance de laLuneau pôle de l’écliptique. On connoîtTM, qui est l’arc de distance; on a aussi l’angle MTP, formé par lecercle de latitude PT et par le cercle TM qui joint le lieu de laTerre avec le lieu de la tache ; il est composé d’un angle droit PTL,et de l’angle sphérique LTM. On résoudra le triangle PTM, dontl’angle P est la différence de longitude entre la Terre et la tache ; ontrouvera aussi PM, qui est la distance de la tache au pôle boréal del’écliptique.

On cherche ainsi trois fois la longitude et la latitude d’une tachevue du centre de la Lune par rapport à l’écliptique , ou à un cercleque l’on conçoit tiré parle centre de la Lune, parallèlement à l’éclip-tique, coupant sous un angle de 5° g' l’orbite de la Lune ou l’orbiteque la Terre paroît décrire autour de la Lune : c’est avec ces trois ob-servations qu’on pourra déterminer l’équateur lunaire, comme nousl’avons fait pour le Soleil (3258,3269), et comme nous allons le fairepar une autre méthode.

3309. Les taches qui sont le plus près du centre apparent de laLune sont celles dont le changement est le plus sensible; elles doi-vent donc être préférées aux autres : nous avons en cela un avantageconsidérable sur les ppemiçrs astronomes qui observèrent la libra-tion (3297); n’ayant'point alors l’usage des micromètres, ilsnepou-voient observer facilement que les taches très voisines des bords dela Lune, dont les changemens des distances s’appercevoient aisé-