Conjonctionpour Paris.

Comparaisondes i temps.

Longitudede la lune.

Usage dela fin d'uneéclipse,

566 ASTRONOMIE, Liv. X.

celui de il> 20 1 31", intervalle de temps entre l’obser-vation de Paris, i i' 20", ôt le temps vrai de la con-jonction vraie, qui se trouvera par conséquent être ài4 h 21' <)i"- pour Paris.

1986. On aura donc les deux temps de la con-jonction, de la manière suivante :

Temps vrai de la conjonction vraie à Berlin, 15^ y j"Temps vrai de la conjonction vraie à Paris, 14 2 1 y 1

Donc la différence des Méridiens, o 44 4

Ec par rapport à l’observatoire R. de Paris, o 44 6

Cette quantité est plus petite de 19" que suivant M.Grischow , ( Mémoires présentés à l’acad. tom. I. ).

La longitude de l’étoile Antarès étoit alors H s 6° 16 '20", c’est auíli la longitude vraie de la lune pour le <;Avril 14 11 21/ 5 t", temps vrai à l’Observatoire Royalde Paris, ou 14^ 24/ 2", temps moyen, ôt la latitudevraie de la lune étoit de 3 0 4^ w", suivant l’obser-tion. La longitude calculée par les anciennes tables deMayer n’étoit que de 9" trop grande , & la latitude l’étoitde 12 à 13 secondes.

1 987 - Quand on a observé le commencement ôcla fin d’une éclipse de soleil, on a pareillement deux distances égales SL ôt S F j mais elles font égales à la som-me des demi-diamètres du soleil Ôt de la lune , dimi-nuée auffi de 4" ^ à cause de l'infiexion ( 1992 ). Quandon a observé deux phases avec un micromètre ( 1991 );on a également deux distances entre les centres de lalune ôt du soleil , on les prends deux à deux , l’uneavant & l’autre âpre? le milieu , 6c calculant le mouve-ment apparent de la lune dans l'intervalle des deux ob-servations , on a toujours un triangle SLF, dont lestrois côtés font connus, ôt- par lequel on trouve ladistance à la conjonction, ôt le temps de la conjonc-tion vraie.

1988- Si l’on n’a que la fin d’une éclipse observéeexactement en deux endroits, comme cela arrive sou-vent, on est obligé de supposer la latitude de la lune