Méthodes pour calculer les Eclipses . 485 ?

En effet, supposons pour rendre les choses très-sen-sibles, & les calculs très-simples que le point K où est1 observateur, soit à la moitié de T L ou de la distancede la lune, que le rayon de projection LA au lieud’être d’un degré paroisse de deux degrés ; que le mou-vement horaire vu du point K ait également doublé& soit d’un degré, & le diamètre de la lune d’un de-gré ; si le diamètre du soleil étoit auffi doublé & qu’iiparût d’un degré, la distance des centres CL commen-cement de l’éclipse seroit de i°, & ce commencementparoîtroit arriver une heure avant que la lune fut aupoint L, ou se fait là conjonction; &c il en seroit toutde même pour le centre T de la terre, où les quan-tités précédentes paroîtroient moindres de moitié ; maissi le demi-diamètre du soleil ne participe pas à cetteaugmentation vue du point K , il faudra pour réduiretout à ce qu’on auroit vu du centre de la terre aug-menter le demi-diamètre du soleil. Si c’est une étoiledont on calcule l’éclipse , il n’y aura point de correc-tion à faire pour la hauteur de la lune au-deffus del’horizon.

Méthodes pour calculer rigoureusement les éclipsessujettes aux parallaxes.

I 8 68- Nous avons expliqué assez au long la ma-tière de trouver par une opération graphique le com-mencement ôc la fin d’une éclipse de soleil ou d’étoile.Nous allons passer à l’explication des méthodes rigou-reuses où l’on employé le calcul, pour trouver jusqu’àla précision des secondes les résultats qu’on ne pouvoittrouver qu’à une minute près par le moyen de l’opé-ration graphique ; & nous expliquerons quatre méthode;différentes.

Lorsqu’on ne veut calculer une éclipse de soleil quepour la prédire dans les éphémérides, la méthode gra-phique ( 1848 ) est suffisante ; on aproit tort, ce meTome II. Q q q

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