Des Eclipses de Soleil. 455 “

après-midi, fa durée fur toute la terre étoit de 5 heures4 6".

I 8 I O. Le commencement de l’éclipfe centrale ar-rive lorsque la lune est au point où son orbite coupele cercle de projection ; car alors le centre de la lune,le centre du soleil ôc le bord de la terre font fur unemême ligne , ôt le point de la terre dont la projec-tion est en voit le centre de la lune fur le cen-tre du soleil.

Dans le triangle L MI rectangle en M , on con-noît la perpendiculaire LM{ 1808) ôc la ligne LF quiest la différence des parallaxes ou le rayon de la pro-jection , on cherchera le côté MV ^ on le convertiraen temps, .c’est-à-dire, on cherchera le temps que lalune emploie à parcourir VM , ôc ce temps étant ôtéde celui du milieu de l’éclipfe générale , on aura letemps qu’il étoit à Paris quand l’éclipfe commençoità être centrale pour quelque point V de la terre.

Exemple. Dans l’éclipfe de 1764, supposant LV~54/ o"— 3 240"; L M = 35/ 24", on trouvera M V—•36' 56", qui réduit en temps donne i h 21' 5" ; cettedemi-durée étant ôtée du milieu de l’éclipfe io* 1 2.7!41" , donnera le commencement de ì’e'clipfe centrale5> h i' z 6", ôc ajoutée au milieu de l’éclipfe donnerala fin 1 d 1 43' 4 6". Le temps que sombre employoità traverser la terre étoit de 2 h 42' 10".

I 8 I I • Les calculs que nous venons de faire pourl’éclipfe générale , peuvent s’exécuter graphiquementcomme ceux des éclipses de lune ( 1787) ; on feraune grande figure dont le rayon L A soit égal à la dif-férence des parallaxes horizontales, c’est-à-dire, diviséen autant de minutes qu’en contient cette différence desparallaxes ; on prendra la ligne LH égale à la latitudede la lune , ôc sangle MLIí égal à l’inclinaifon re-lative de l’orbite lunaire ; on prendra fur la mêmeéchelle une quantité égale au mouvement horaire dela lune fur son orbite relative , que l’on portera de// en À 7 3 on marquera en // l'heure ôc la minute de

Fìg. 103.

Commen-cement & finde l’éclipsecentrale.

Opération

graphique.