ASTRONOMIQUES. 225

total à un quatrième terme : ce sera le sinus d’un arc quirépond à la distance du Soleil au zénith du point M:ainsi dans le Triangle sphérique MPT qui est fur la sur-face de la Terre, on connoît Tare de la distance PT du.

Soleil au Pôle, on connoît austi Tare dont M T est le si-nus , qui est la distance du Soleil aa zénith, ôc sangleMTP j on aura donc Tare M P qui est le complémentde la latitude du lieu, & sangle MPT qui sera la diffé-rence des Méridiens que son cherche entre le point M& le lieu de la Terre qui est à plomb au-dessous du So-leil : mais on a trouvé ci-dessus la différence des Méri-diens entre le lieu de la Terre qui est à plomb au-dessousdu Soleil & le lieu du Méridien des Tables fur lesquelleson calcule ; son aura donc la vraie différence en longi-tude entre le Méridien des Tables ôc le lieu M dont ilfalloit déterminer la position. Enfin si on calcule de cettemaniéré un grand nombre de points par où doit passer 1»centre de sombre, ôc que son fasse passer une ligne partous ces points, ce fera la trace de sombre sur la surfacede la Terre.

La quantité dont le Soleil doit paroître éclipsé pour Maniéré dc

, , r A * „ 1, . 1 . r connoître la

un moment donne íe peut connoître , n 1 on a la vraie p o- quantité dusition du lieu que sObservateur occupe pour lors à sé- ê^éc^sée^gard de la Pénombre , ou du moins si son a sa distance au Planche iv.centre de sombre. Soit A SB le diamètre du Soleil p a- Fts ' 7 '

rallele au diamètre EF de la Pénombre : si son tire ladroite MCB qui touche la Lune ôc qui se termine à sex-trémité du diamètre du Soleil vers la droite, ôc la ligneFCA qui touche le Soleil vers sautre extrémité du mêmediamètre à la gauche, on aura sangle ACB égal au dia-mètre apparent du Soleil, ôc les Triangles ACB , MCEseront semblables. Soit donc un Observateur placé aupoint G de la Pénombre, de maniéré que le rayon tiré deson œil au Soleil soit représenté par la ligne droite GCif

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