Le meilleurmoyen de dé-couvrir laplus grande la-titude de laLune.

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Mais il n’en fera pais de même à l’égard de l’Observateur }placé en V, car dams le premier cas la Lune n’ayant plusde parallaxe, puisqu’elleparoît à son zénit, la différenceentre l’obliquité de l’écîiptique ôc la latitude du lieu , feraconnoître la quantité de fa plus grande latitude : mais dansle second cas la Lune au lieu de paroître en M autant éloi-gnée du point To, que le point Z l’est du point # ; cet astredis-je, paroîtra un peu plus bas en N, ôc cela à cause desa parallaxe. Or il s’ensuit en ce cas que la différence entreZM, qui est le double de Tare connu ZJE, ôc la distanceau zénit observée de la Lune'ZiV à l’heure de son passageau Méridien, lorsqu’elle est dans fa plus grande latitudeaustrale , fera la parallaxe de hauteur que l’on cherche.

Au reste pour employer utilement cette méthode , ilfaut avoir égard, t °. à la réfraction qui accourcit la distan-ce ZN, ôc qu’il faut par conséquent corriger par les Ta-bles ci-dessus , ôcc. ce que l’on suppose déja connu. 2 0 . Ilfaut aussi mesurer au moment de la seconde observationle diamètre apparent de la Lune, parce que cet astreest, par exemple, dans ses moyennes distances, étant dans■ fa plus grande latitude en N, il fera facile de connoîtrela parallaxe dans tout autre point de son orbite , puisqueles diamètres ou les parallaxes de la Lune varient tou-jours en raison réciproque de ses distances à la terre. Enfinil faut encore s’assurer íì lorsque la Lune a été observée enZ ôc À ; , son nœud s’est trouvé exactement dans la lignedes Siíìgies, ou bien encore si cet astre a dû fe rencontrerprécisément dans ses plus grandes latitudes : autrement ilfaudroit faire quelques réductions, ce qui ne fçauiroitgue-res monter qu’à quelques secondes, la Lune étant vers seslimites.

Si cette méthode paroît fort simple dans le cas que l'onvient de supposer, d’un Observateur qui apperçoit la Luneà son zénit,lorsque cet astre se trouve dans ses plus grandes