240 abrégé d’astronomir, I, I V. V.égale à la somme des trois demi-diametres du soleil, de la lune ë*de la projecriou, l’éclipse de soleil commence pour le point de laterre qui répond perpendiculairement au point I (6/(5), oudont la projection est en 1: c’est le commencement de l’éclipsegénérale. De même, lorsque la lune est parvenue au point G dason orbite, assez éloigné pour que la distance LG soit encoreégale aux trois demi-diametres, le bord de la lune quitte leLord du soleil pour le dernier de tous les pays de la terre où il

i ieut y avoir éclipse; c’est la lin de l’éclipse générale. Lufina perpendiculaire LM, abaissée, sur l’orb te, marque le milieude l’éclipse générale, comme dans le cas des éclipses de lune(620).

652 . Pour ronnoître le tems du milieu de l’éclipse' générale,on suppose les mêmes calculs préliminaires, et l’on suit la mêmeméthode que pour une éclipse de lune; LAU représente uneportion de l’écliptique, L le point où est le soleil au momentde la conjonction, LU la latitude de la lune en conjonction,KM(i l’orbite relative (609). Dans le triangle l.MII, rectangleen M, on commît l’angle IILM égala l’iucl maison de l’orbitere lative, et l’hypoténuse HL égale à la latitude de la lune; 011cherchera le côté 1!M ; on le convertir a en teins à raison dumouvement horairedela lune sur 1 orbite relative, et l'on aural’intervalle entre la conjonction et le milieu de l'éclipse; cetintervalle se retranchera du moment de la conjonction, arrivéen II, si la latitude fie la lune est croissante, c’est-à-dre si lalune a passé son nœud; mais il s’ajoutera au tems de la con-jonction, si la lune va en se rapprochant de son nœud ; et l’onaina le teins du milieu de l’éclipse générale en M(G22_).

655 . Le cercle de projection AER représente le disque de laterre ou l'image de 1 hémisphère éclairé de la terre, rapportédans l’orbite ou dans la région de la lune; la ligne YX. est làportion de l’orbite lunaire qui sera décrite pendant la durée del’éclipse totale, comme la ligne KG est la portion d’oihite quiscia décrite depuis le premier moment oit un point I de L terreverra un commencement d’éclipse, jusqu’au dernier instant oùla.lune abandonnera la terre au point 1, le centre de la luneétant alors en G, et l'éclipse finissant pour le dernier de tous lespays où elle sera visible. Ainsi la longueur KG de l’orbite bi-naire, conquise entre les points K et G, notis fera conuoîlréla durée de l'éclipse, connue le milieu M de la ligne KG nousL ia trouver ie tems du indien de l’éclipse générale. La ligne KGest coupée en deux parties égales par la perpendiculaire LM ,>

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