r8 HISTOIRE

De Inobservation des circonstances de l’éclipse , c’est-k-dîre,des instans du commencement Sc de la fin, du nombre desdoigts éclipsés , Sec. Kepler déduit la position respective Scapparente de la lune à l’égard du soleil. Les parallaxes pouvanttoujours être calculées, il est facile de dépouiller de leur effetcette position apparente, de fixer pour uh instant donné lavraie place de la lune , Sc fa vraie distance au soleil ; alors yau moyen du mouvement connu des deux astres , on calculel’instant où ils ont été en conjonction à l'égard du centre dela terre ; c’est la conjonction vraie. Cet instant est le mêmepour toute la surface du globe , toutes les observations de lamême éclipse , qui y ont été faites, doivent donner le mêmeinstant. II ne peut y avoir de différence que celle de l’hcureque l'on compte à la fois dans les différons lieux , à raison dela différence des méridiens (a) ; Sc cette différence des momensde la conjonction vraie dans les lieux divers est la différencedes méridiens,ou des longitudes. Hypparque avoit donné unmoyen de trouver les longitudes par les éclipses de lune , Kepleren ajouta un second par les éclipses de soleil; Sc celles-ci,.long-terris négligées des anciens comme inutiles , assujettiesenfin à la réglé , au calcul Sc aux besoins de l’homme , luidevinrent aussi utiles que les autres.

Kepler perfectionna la méthode du calcul des éclipses desoleil, par une de ces idées qui n’appartiennent qu’à un hommede génie. La parallaxe, continuellement changeante Sc différentepour chaque lieu, fait la difficulté de ces calculs : Kepler trouvale moyen de s'en débarrasser (b). Lorsque nous voyons la lunepasser fur le soleil, Sc l’éclipser en tout ou en partie , un obier-

Tables Rudolphincs , chap. XXXII,prxc. î.

(a) Sjuprà , Tom. I, p. r14.{/>) Epir. Astr, Copern. p. 87<J.