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du Méridien efl au cojìnus de la hauteur dunonagéjìme.

Le rayon est iì la cotangente de la hauteur du1 point, culminant, comme le cosinus de l’angle deVEcliptique & du Méridien efl à la tangented’un arc que l’on ajoute* à la longitude du pointculminant, lorfqu’il est depuis neuf signes julqu’àtrois signes, que l’on retranche fi la longitude dupoint culminant est depuis trois signes juícju’à neuflignes, & l’on a enfin !a longitude du nonagésime.Si l’on étoit sous une latitude méridionale , c’est-à - dire , dans l’hémisphère austral de la Terre ,il fa u droit retrancher dans le premier cas, Sc ajouterdans le second.

207. Lorsqu’on aura trouvé par les règles quenous venons de donner, la parallaxe en longitude& la parallaxe en latitude, la première s’ajoûteraà la longitude vraie de la Lune si elle est plusgrande que celle du nonagésime, Sc se retrancherade ia longitude vraie de la Lune si elle est moindreque celle du nonagésime; par ce moyen, l’on aurala longitude apparente de la Lune.

La parallaxe en latitude s’aioûte à la distancevraie de la Lune au pôle de l’Ecliptique élevé furl’horizon, pour avoir la distance apparente à cepôle; d’où il est aisé de conclurre la latitude ap-parente. C’est la latitude apparente Sc la longitudeapparente qu’il faut employer dans les formules ci-desi'us, pour trouver une seconde fois Sc d’unemanière plus exacte la parallaxe en longitude & enlatitude. Nous expliquerons l’ufage de ces paral-laxes pour trouver le commencement & la fin d’uneéclipse, soit de Soleil, soitd’Etoile, après que nousaurons donné une méthode nouvelle des parallaxes,cù nous avons fàit entrer la considération de i’apla-tistèment de la Terre.