TÉcIipse, & 4.0 secondes feulement pour la fin:il trouve i i h 22' 5", 1 j 11 5 p' 26" pour les tempsdes deux phases, Sc 7 doigts 3 8 minutes pour laplus grande Eclipse, quantités fort approchantesde celles qui ont été observées, tandis que Terreurferoit considérable si Ton avoir rendu égales lescorrections de sombre à raison de Tatmo'phère dela Terre, au commencement & à la fin de 1 Éclipsé.

22 6 . De-là il suit qu’on ne doit pas chercherle milieu d’une Éclipse de Lune comme on Tafait jusqu’ici, en partageant en deux égal .-mentTintervalle de temps observé entre le commence-ment & la fin, c’cst-à-dire en supposant les denii-durées égales; mais il faut partager la durée ob-servée en deux parties qui diffèrent entr’ellcs àraison des deux quantités qui auront été prises dansla Table dont nous venons d’expliquer l’usege,différentes d’une minute dans Texemple précé-dent. Lorsqu’il s agit de la plus grande phase dansune Éclipse partiale, sombre de Tatmosphère esttoujours de 1' 4.0"; mais pour le commencement& la fin, il peut y avoir une minute de différence.Si le Soleil est dans féquinoxe du printemps, Scqu’ii arrive une Éclipse partiale de Éune, l’orbitede la Lune étant incjinée de 2 3 degrés, quelquefoisde 28 degrés fur l’Équareur, le point de !a sectiondu cône d ombre où commence TÉcIipse répondà l’air voisin des cercles polaires, & !a partie d’ombrepar où la Lune sort est formée par Tair de la zonetorride: ainsi il faudra ajouter T 4.0" à sombrepour le commencement, & 40 secondes seulementpour la fin ; ce n’elt qu’au temps des solstices oùla quantité, est la même au commencement & àla fin de TÉcIipse, parce que la route que ia Lunedécrit est alors parallèle à TÉquateur, ou environ.