Usage des E<'lipscs. 263

716. On applique de même la différence des parallaxes enlatitude pour chacun des deux instans à la différence de lati-tude vraie oalcidée par les tables, et l’on a les deux différencesde latitudes apparentes EL, DF, au commencement et à la finde i’éciipse ; la différence de ces latitudes apparentes ( ou leursomme si l'une étoit australe et l’autre boréale ) est le mouve-ment apparent de la lune en latitude AL.

717. Dans le triangle FAL, rectangle en A, l’on connoît lesdeux côtés FA et AL: on trouvera l'angle LFA, et lhyppoténusaLL, c’est-à-dire l'inclinaison de L'orbite apparente , et le mou-vement apparent en ligne droite sur l’orbite apparente de lalune relativement à l’astre S, qui est toujours supposé immobilependant la durée de l’éclipse.

718. Dans le triangle LSF, on commit trois côtés, le mouve-ment apparent FL en ligne droite , la somme des demi-diametresde la lune et de l’astre éclipsé, celui de la lune étant augmentéà raison de sa hauteur sur l’horizon ( 583 ); la somme des demi-diametres pour le commencement est , 81 ., pour la fin c’est SF :on cherchera les angles SLF et SFL en faisant d’abord l’analogieordinaire de la trigonométrie rectiligne, qui donne les deux seg-mens FB, BL.

719. Quand on aura les deuxsegmens, on trouvera les anglescomme BLS, BF\S: l’un de ces angles ajouté avec celui de 1 in-clinaison apparente LFA, et l’autre retranché, donneront lescompléinens des angles de conjonction apparente, c’est-à-direles angles DSF, LSE.

Le rayon est à la somme des demi-diametres apparens SF, quirépond à la plus grande latitude, comme le cosinus de l’angleDSF est à SD; différence de latitude apparente pour celle dedeux observations qui répond à la plus grande îles deux latitu-des apparentes de ta lune, c’est-à-dire à DF. Cette différenceobservée, étant comparée à celle qu’on avoit calculée, donneral’erreur des tables en longitude.

720. La parallaxe de longitude, étant appliquée à la différencede longitude apparente, donnera la différence de la longitudevraie, qu’il faudra diviser par le cosinus de la latitude vraie pourl'avoir sur l’écliptique ( 53 1 ). Cette différence de longitude vraieentre la lune et l’étoile S, convertie en tems à raison du mouve-ment horaire sur l’écliptique, fera trouver l'heure de la conjonc-tion vraie pont le lieu de l’observation.

721. L’on fera le même calcul pour l’observation faite dansjun autre pays, et l’on aura pour ce nouveau méridien l’heure d?

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