DISCOURS PRÉLIMINAIRE.

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tantôt avec celle de Mayer, j’ai préféré employer les deux méthodes à lafois. Les différences des résultats s’élèvent, dans de certaines circonstances,jusqu’à 1 ' 3o" en temps 1 , et même beaucoup au-delà.

J’ai eu égard en outre à quelques petites corrections dépendantes de lafigure aplatie de la terre, et négligées jusqu’ici. Une projection orthographiquede l’éclipse m’a servi pour déterminer le rayon elliptique correspondant aupoint de la surface de la terre, dont l’ombre touche le disque lunaire lorsdu commencement et de la fin de l’éclipse. J’ai donné , dans le cours de cetouvrage 2 , les formules par lesquelles le rayon elliptique peut être trouvé.J’observe ici seulement qu’il est des cas où les corrections changent la longitudede io r ou 3o" de temps. C’est en combinant un grand nombre d’observations,que je suis parvenu souvent à diminuer les erreurs qui proviennent del’extrême difficulté de reconnoitre exactement la limite entre l’ombre de la terreet la pénombre. J’ai examiné la durée observée de l’éclipse par des calculsdirects, fondés sur les tables de Triesnecker et de Biirg, et sur mes propres tablesconstruites d’après la théorie de M. La Place. Si la grandeur de l’éclipseest assez considérable, ces tables donnent la durée avec beaucoup de précision.

Tout ce que nous avons dit de l’obscurcissement du bord, peut s’appliquerégalement aux observations des taches. La force de la vue, la transparence del’air , et d’autres circonstances, modifient considérablement l’estime des limitesentre l’ombre et la pénombre. Il est même probable que ces limites se présententdifféremment au commencement de l’éclipse et vers la fin, soit parce quel’état du ciel a changé, soit parce que la lune se trouve à d’autres hauteurssur l’horizon. Lambert a énoncé des idées ingénieuses sur les différentes couleursque présente l’ombre de la terre pendant les éclipses, selon que les rayonssolaires rasent les mers ou les continens de notre globe. Toutes ces circonstancescontribuent sans doute à rendre variables les limites des deux ombres; en effet, aucommencement de l’éclipse, c’est l’ombre de la partie occidentale de la terre,et à la fin, c’est l’ombre de la partie orientale qui est projetée sur la lune.

Les astronomes qui ont vécu au commencement du dix-huitième siècle, et dontj’ai discuté les observations dans le cours de cet ouvrage, ont observé quelquefoisles éclipses des taches lunaires. Je n’ai fait usage de leurs observations que dans lecas où j’ai pu me procurer des observations correspondantes. Comme il est

1 Voyez plus bas T. II, p. 3o; p. 335.

2 Volume II, p. 28 et p. 333.

3 Bode astronomisches Jahrbuchfür 1776, S, i48 et suiv. ; fiir 1777, S, 110,