La plus gran-de quantité derEclipfè dé-terminée.

Maniéré decalculer trigo-nométri que-utent les dis-tances entrel’ombre & lelieu donné.Pianche V.

Fig. r.

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où le calcul se faisoit en y employant les Paralla-xes. Car on suppose - même dans l’ancienne Méthodeque le mouvement apparent de la Lune est égal & uni-forme pendant un certain intervalle de tems, ce qui n’estpas plus exact: que de supposer sur le disque un mouve-ment uniforme de la part du lieu proposé. En effet lemouvement apparent de la Lune n’est-il pas sujet à diver-ses inégalités causées par la Parallaxe, laquelle augmenteou diminue, comme l’on sçait, presque à chaque instant ?

Si après avoir déterminé le lieu de sombre pour letems qui répond au milieu de l’Eclipse, on décrit de cepoint comme centre un cercle dont le diamètre soit égalau diamètre de la Lune; ôc de même,que du lieu pro-posé comme centre, on décrive encore un autre cerclequi ait un diamètre égal à celui du Soleil, l’espace com-pris entre les deux intersections de ces cercles détermi-nera la plus grande quantité de l’Eclipse.

Mais parce que cette Méthode de mesurer les lignes ôcles distances par le moyen d’une échelle ne paroîtra peut-être pas suffisante à ceux qui voudroient parvenir à une bienplus grande précision , on peut y suppléer en employantau lieu du compas 6c de l’échelle, le calcul trigonométri-que , 6c conservant néantmoins les mêmes principes queci-deífus. On y procédera suivant la maniéré que nousallons enseigner.

Soit, comme ci-devant, AEB la moitié du disque dela Terre, Pie Pôle de l’Equateur, C NT la route ou latrace du centre de l’ombre sur le disque : le point 2 laplace de l’ombre pour un tems donné, ôc au même instantIlun lieu quelconque fous un parallèle proposé. Soit auísiSE l’axe de l’Ecliptique qui coupe la trace de l’ombre aupoint M, il est certain que > 5 N sera la latitude de la Luneau tems de la vraie conjonction. C’est pourquoi si du cen-tre de sombre 6c du lieu proposé, on tire au centre du