ASTRONOMIQUES. 24?latitude de la Lune fur le disque,&: observant ia même réglédans la recherche des autres lignes, on en déterminera lavraie longueur relativement au demi-diametre du disque.

Nous avons eníìn expliqué assez au long la nouvelleMéthode de déterminer pour un lieu donné quelconque ,le commencement , la fin ôc les autres phases des Ecli-pses du Soleil. Nous y sommes parvenus fans avoir besoinde ces calculs si pénibles & si embarrassans où l’on fait en-trer les Parallaxes, pour en déduire le lieu apparent dela Lune dans le Ciel à l’égard d’un lieu proposé, ou quiservent à trouver pour chaque instant le lieu visible de cetAstre. Or quoique plusieurs Astronomes se servent en-core de l’ancienne Méthode, il semble néantmoins qu’in-dépendamment de diverses autres considérations, ils fonttoujours comme obligés dereconnoître que cette derniersest beaucoup plus facile & pour le moins aussi exacte quecelle qu’ils ont employé jusqu’àce jour. Effectivement ense servant de l'a n ci en ne Méthode, il est certain queles dif-férentes situations de l’Ecliptique qui varie à chaqueinstant à l’égard de rhorison, produisent dans les mouve-mens apparens de la Lune considérés tant en longitudequ’en latitude, une inégalité assez considérable, eu égardà son vrai mouvement ; de plus les Parallaxes de la Lunechangent, comme l’on sçait, à mesure que cet Astre s’é-leve ou s’abbaisse fur l’horison , de sorte que si l’on n’y faitattention presqu’à chaque instant, on risque de tomberdans des erreurs assez considérables.

Mais si l’on veut essayer néantmoins de pratiquer l’an-cienne Méthode de calculer les Eclipses par les Paralla-xes , puisqu’elle est même encore en usage parmi les Astronomes, nous allons tâcher de l’expliquer le plus suc-cinctement qu’il sera possible. Pour cet effet nous suppo-serons d’abord que l’on se soit mis un peu au fait des diffé-rentes especes de Parallaxes ; ce que l’on apprendra, si l’on

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