ASTRONOMIQUES. 23P

mouvement est fort rallenti proche des bords & très-ra-pide vers le milieu du disque. Or l’on vient de sup-poser dans le calcul précédent que le mouvement relatifde sombre à ségard du lieu étoit constamment égal &uniforme, & que le milieu de sEclipse ou la plus grandeproximité du centre de sombre ôc du lieu proposé, arri-voit quand la ligne qui les joint tombe perpendiculaire-ment sur la trace que décrit sombre. Mais parce que nil’une ni sautre de ces deux suppositions n’est exactementvraie, il en doit résulter quelque erreur dont il faut te-nir compte : voici donc de quelle maniéré on peut dé-couvrir cette erreur & en faire la correction dans tous lescas où l’on le jugera nécessaire. On calculera d’abord le corrige "\esvrai lieu du centre de sombre pour le moment auquel g randes

i t re urs prciQu ■-

FEclipfe commence, & qu’on suppose déja déterminé inévitablespar la premiere Méthode. On cherchera ausli pour le mferéformemême instant la situation du lieu proposé sur le disque. de calcui -Ensuite on décrira du centre de sombre le cercle où setermine la Pénombre ; âc si la circonférence de ce cerclepasse par le lieu proposé , alors le vrai commencementde l’Eclipfe fera précisément le même que par le premiercalcul. Mais s’il y a quelque différence notable, on pren-dra en ce cas la distance du lieu donné à la circonférencede la Pénombre. Ensuite on fera une réglé de proportioncomme ci-dessus, en y employant le mouvement relatifde sombre à ségard du lieu qui répond à un petit inter-valle de te m s tel qu’une demi-heure, par exemple, ôcson aura par ce moyen le véritable commencement del’Eclipse. Semblablement on corrigera serreur, s’il y ena, qui s’est glissée dans la premiere recherche que l’onaura faite du moment auquel arrive la fin de sEclipse..

Au reste par cette nouvelle Méthode de calculer lesEclipses de Soleil, on peut déterminer au moins aussiexactement les phases que par la Méthode des Anciens,,