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 jeclion C, du point C situé à i5 degrés de B et en prenant C, 2''= 2 x LU. 

 L'intersection de la droite i''2'', avec le deuxième bord de la Lune, don- 

 nerait l'instant de l'émersion. 



» Il est facile de déterminer, par rapport à l'horizon, la situation des 

 points d'entrée et de sortie; en effet, si l'on mène TR parallèle à B, i*", le 

 point K, assimilé aux points A,, B,, doit être la projection de l'observa- 

 teur au moment de l'immersion. D'autre part, s étant la projection du 

 centre de la Terre, il en résulte que sR est la projection de la ligne zéni- 

 thale de l'observateur sur le plan vertical. En d'autres termes, cette droite, 

 ou la parallèle qui lui serait menée par le centre de la Lune, coïncide avec 

 la direction que marquerait sur la voûte céleste une alidade de relèvement 

 pointée sur le centre de la Lune au moment de l'occultalion. 



» La même construction s'applique à la prédiction d'une éclipse de So- 

 leil pour un lieu donné. Elle permet également, avec quelques modifica- 

 tions, de tracer par points la carte générale d'une éclipse de Soleil, n 



M. Lœwy, en présentant à l'Académie la Note précédente de M. Baills, 

 s'exprime comme il suit : 



« M. Baills cherche à remplacer les méthodes analytiques actuelles, qui 

 nécessitent des calculs très-longs, par un procédé graphique plus expéditif, 

 problème qu'il a, en effet, résolu avec un succès complet. 



M M. Baills prend pour origine du temps l'heure delà conjonction vraie 

 en ascension droite et il considère la sphère concentrique à la Terre et 

 passant par le centre de la Lune comme invariable pour toute la durée pos- 

 sible d'une occultation d'étoile. Il choisit pour le plan de projection sur 

 lequel le dessin doit être fait le plan tangent à cette sphère, mais perpen- 

 diculaire au rayon qui joint le centre de la Terre à l'étoile occultée. 



» Par un procédé très-ingénieux, M. Baills montre comment l'observateur 

 peut à l'avance représenter sur ce plan la position relative des deux astres, 

 telle qu'elle paraît à un point quelconque de la surface terrestre. En répé- 

 tant deux lois cette opération pour l'heure de la conjonction vraie et pour 

 l'heure qui suit ou qui précède l'occultation, on détermine sur la carte une 

 ligne qui figure en grandeur et eu direction le chemin parcouru par la 

 Lune par rapport à l'étoile. L'aspect de l'épure fait alors immédiatement 

 reconnaître le lieu où le disque lunaire rencontre l'étoile, et, par suite, une 

 simple interpolation donne les instants cherchés de l'immersion et de l'é- 

 mersion. 



