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de la pénombre, & par conféquent une pofition pins exacte 

 de l'orbite de ia Lune. 



2° Que par le calcul de la projeélion on peut découvri* 

 fi la parallaxe de la Lune n 'e(l pas trop petite, ce qui ne fe 

 peut par le calcul trigononiétrique ordinaire, joint à ce que 

 parce dernier calcul on ne peut re<n;ifierque par tâtonnement 

 ïa pofition de l'orbite de la Lune d'après les obfervations, & 

 c'eft ce qui rend le calcul des projeclions préférable à tou« 

 les autres. 



ArticleIII. 



Du calcul de la différence des Méridiens, par la covipa- 

 raifon de deux obfervations d'éclipfe de Soleil. 



Lorfqu'on a conftruit une figure de projeélion où la vraie 

 orbite de la Lune efl placée d'après les obfervations , il eft 

 facile de calculer la différence entre le Méridien du lieu pour 

 lequel la projedion efl: faite, & celui où la même écliplè 

 aura été ob/êrvée, pourvu qu'on connoiiïê aflez exaétement 

 fa latitude , & à peu près fa longitude. 



Ainfr fçachant que Londres eft plus occidental que Paris 

 decj'^ de temps, j'en conclus que le Soleil eft arrivé dans 

 I2<1 14.' 50" V à p'' 30 '3-; je calcule la hauteur du Soleil, 

 l'angle de fon vertical avec le cercle de latitude, enfin la 

 diftancë de Londres aux lignes verticale & horizontale de 

 la projedion pour 8^ 6' i 3", & pour i o'' 20' 1 9" qui font 

 les inftans du commencement & de ia fin obfervez à Lon- 

 dres, & j'ai , en fuppo/ânt la parallaxe de la Lune de 60' 1 2* 

 comme dans le fécond cas de l'article précédent, 



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