férence ajoûtée avec la moitié du mouvement ap-parent , donnera le plus grand segment, & en étantretranchée, donnera le plus petit.

2 iy. Ayant pris le plus grand segment, si lapremière dillance est la plus grande, & le pluspetit segment si la première distance observée estla moindre, on le divisera par la distance observée,pour avoir le cosinus d’un angle D. Cet angle Ds ajoutera avec ('inclinaison apparente, si la diffé-rence de latitude apparente décroît, & qu’elle soitpar rapport à TÉtoile ou au Soleil du côté où passel’orbite apparente; on aura un angle E.

Le cosinus de cet angle E multiplié par la pre-mière distance observée, donnera la différence delongitude apparente déduite de l’observation ; &le sinus du même angle E , multiplié par la pre-mière distance observée , donnera la différence delatitude apparente déduite de l’observation.

Connoissant la différence de longitude apparentepar observation , on verra combien elle diffère decelle qui avoit été calculée, & ce sera Terreur desTables de la Lune en longitude; car cette erreurest supposée la même sur la longitude apparenteque sur la longitude vraie, & la même au com-mencement qu’à la fin de i’Éclipse, puisque laparallaxe & le mouvement horaire y sont supposésexacts, ayant été pris dans les Tables.

Connoistant aufíì la différence de latitude appa-rente par T observation, on verra de combien desecondes elle diffère de celle qu’on avoit trouvéepar les Tables, & ce sera Terreur des Tables enlatitude. 11 sera aisé de voir si la longitude & lalatitude des Tables sont trop grandes ou trop pe-tites , en examinant s’ìl faut les augmenter ou lesdiminuer pour parvenir à des différences apparentes