§2tz ASTRONOMIE, Liv. XIV.peine à voir leur disque bien rond, ôt qu’à peine on àpper-qoit les phases de Mercure fans cette précaution.

Observation I ç <? I. Lorsqu’on employé pour observer une éclipse defe micromètre!** soleil une lunette garnie d’un micromètre (1873), on peutfaire trois sortes d’observations ; 1 °. l’on peut déterminer lagrandeur de l’éclipse ou la partie éclairée, de momens àautres ; il faut environ 4 minutes si l’on est seul pour l’ob-server avec soin, pour marquer le temps de l’obíervation ,pour l’écrire ôt se préparer à la suivante. 2 0 . L’on peutmesurer la distance des cornes, il est même utile de fairealternativement ces deux opérations, mesurer la grandeurde l’éclipse , puis la distance des cornes ; ensuite la gran-deur de l’éclipse, &c. C’est ainsi qu’en prenant des partiesproportionnelles, on trouvera pour un même instant ôt lagrandeur de l’éclipse, ôt la distance des cornes ; il y auroitencore plus d’exactitude si deux observateurs faisoient cha-cun de leur côté une des deux. observations, ení'orte quel’un observât continuellement la grandeur de l’éclipse , &l’autre toujours la distance des cornes : on opéré plus vite& mieux lorsqu’on ne change point d’opération. 3 0 . L’onpeut faire parcourir un des fils du micromètre par un desbords du soleil, ôt observer les différences de passage entrele bord du íoleil ôt le bord de la lune , avec la différenceen déclinaison dune des cornes de l’éclipse ; enfin l’on peutobserver une éclipse de soleil avec un quart-de-cercle com-me M. Caísini le pratiqua dans le dernier siécle, ôt mar-quer à l’horloge l’instant du passage tant au fil vertical,qu’au fil horisontal des bords du soleil ôt de la lune, ôt descornes de l’éclipse , l’on en déduira la longitude ôt la lati-tude de la lune par un procédé semblable à celui que j’aidonné pour les passages de Mercure ôt de Venus ( 1 662) ; cet-te méthode a fur toutes les autres l’avantage d’éviter l’iné-galité des réfractions, qui est fâcheuse dans les petites hau-teurs, ôt de faciliter les réductions qui dépendent des paral-laxes , parce que la parallaxe de hauteur est la plus facile àcalculer ( 1259 ).

Toutes les observations dune éclipse doivent fe réduire

par