Déterminer les phases dé une Eclipse de Soleil. 70 JGlobe ; ED est la déclinaison du soleil ou sa distance à l'é-quateur ; Tare PI est l’élévadon du pôle au-dessus du plande projection ; cette hauteur est égale à la déclinaison dusoleil, car si des angles droits ou quarts de cercle PE & DIon ôte la partie commune P D , on aura P 1 =DE qui est ladistance du soleil à séquateur E, ou sa déclinaison.

1442. Ayant pris les arcs EG & QF égaux à la lati-tude d’un lieu de la terre tel que Paris, la ligne GH per-pendiculaire à Taxe PO , & qui est le cosinus de la latitudeEG , fera le rayon du parallèle de Paris ou du cercle queParis décrit chaque jour par la rotation diurne de la terre.Des points G,F EcH, qui font les extrémités &le centre duparallèle de Paris, nous abaisserons des perpendiculairesGM , FR, FIN-, les points M, R, N oh. ces perpendicu-laires rencontreront le cercle de projection IL, seront lesprojections des extrémités & du centre du parallèle.

1443. Ainsi la distance T M du centre T de la projec-tion au bord intérieur M de la projection du parallèle deParis, est égale au sinus de Tare GD ou de la différence en-tre EG qui est la latitude de Paris, & DE qui est la décli-naison du soleil ; la distance TA du centre T de la projec-tion à l’extrémité la plus éloignée R du parallèle de Paris ,est égale au sinus de l’arc TT; cet arc VF est égal à lasomme des arcs VQ ôt QF dont l’un est égal à la déclinai-son du soleil, & l’autre à la latitude de Paris, ainsi la dis-tance da centre de la projection au sommet du parallèle eségale au snus de la somme de la latitude du lieu SC de ladéclinaison du soleil.

A l’égard de la projection du pôle P on la trouveroit enabaissant une perpendiculaire du point P fur la ligne T/;elle marqueroit un point éloigné du centre C d’une quan-tité égale à TP c os. PTI ou T P cos. déclin. © ( 1437 ).

1444. La distance TN ou l’espace de la projectioncompris entre le centre T de la projection, & le centre Ndu parallèle est égal à TH. cos. HTN ; mais TH est le sinusde la latitude de Paris, HTN est égal à PI & à DE , c’est-à-dire, à la déclinaison du soleil ; donc TN est égale au pro-duit du sinus de la latitude du lieu donné par le cosinus de

Elévation dsl’axe & du pôle»

Distance du cCst*tre de J.’ellipse»