ASTRONOMIQUES. 4n

base le demi-diametre de l’orbite Lunaire : en effet cetangle est environ soixante fois plus grand que la parallaxedu Soleil. Voici donc les principes qui servent de fonde-ment à cette méthode.

On a fait voir déja à l’occasion des Phases de la Lune,que si l'on imagine un plan qui passe par le centre de cetastre, 6c fur lequel la ligne droite qui joint les centresde la Lune 6c du Soleil, feroit perpendiculaire , ce planfépareroit nécessairement l’hémisphere éclairé de la Luned’avec celui qui est plongé dans l’ombre ; mais que ce planvenant à passer par l’œil de l’Observateur placé sur la sur-face de la terre - l’hémisphere de la Lune paroîtroit en cecas divisé en deux parties égales, dont l’une feroit éclai-rée , 6c l’autre opaque , ensorte que la ligne droite tiréedu centre de la terre au centre de la Lune, fe trouveroiten ce moment dans le plan même de la base du cône illu-miné , 6c feroit perpendiculaire à l’autre ligne quijoint les centres de la Lune 6c du Soleil. Soit en § le So-leil, Tla terre, ALq le quart de la circonférence de l’or-bite Lunaire ; si la ligne droite S L tirée du Soleil à la Lu-ne touche son orbite au point L , sangle TLS fera droit,6c partant la Lune paroîtra dichotome lorsqu’elle sera par-venue au point L. C’est pourquoi si l’on observe l’instar tauquel la Lune paroîtra à moitié éclairée, 6c si l’on mesureau même instant sangle LTS qui est l’élongation de laLune au Soleil, on aura par conséquent la valeur de san-gle du complément T S L. Ainsi puisque le côté T L estdonné , il s’ensuit que connoissant tous les angles duTriangle rectangle SLT, comme aussi le côté TL, ondéterminera facilement par la Trigonométrie rectiligne,la valeur du côté S T, qui sera la distance du Soleil à laterre , que l’on cherche.

Mais il est à considérer que la plus grande difficulté quife présente dans la pratique de cette méthode, consiste

L 11 ij

PlancheVIII.Fig. «j.