( 39 ] 



quantités que nous aurons occasion d'employer. On sait que du 

 centre de la terre on voit le rayon du cône où pénètre la lune, 

 sous un angle qui a pour valeurs : 



né 



(2)... A:= — (H ■+■ p — p), relativement aux éclipses 

 de lune et en tenant compte de ta correction empirique de Mayer, 



(3). . . A = H •+• p — p, pour les éclipses de soleil. 



Dans ces formules H est la parallaxe horizontale de la lune , p 

 celle du soleil , p le demi-diamètre apparent de cet astre ; je 

 nommerai aussi R le demi-diamètre apparent de la lune. Cela 

 posé , SI l'on veut avoir le temps t qui répond à une phase donnée 

 de l'éclipsé, par exemple à un contact , on fera dans la formule (1} 



61 



M = — (R-t-p — p) ■+■ R, dans les éclipses de lune, 

 60 



w H-(-(j — p-<-R, dans les éclipses de soleil ; 



R étant positif dans un contact extérieur , négatif dans un contact 

 intérieur. Maintenant, si dans la formule citée on néglige les termes 

 du 4.°" ordre par rapport aux petits angles «, mt, i^ -*- nt, on 

 trouve : 



(4). . . w' = (m' -t- n') *' -I- 2 w Aj, « -t- \'„. 



Soit Mq la valeur que prend « lorsque , dans l'une ou l'autre des 

 relations ci-dessus on remplace H , R , ,o par leurs valeurs H„ , Jl^ , 

 Po à l'origine du temps , nous aurons , en supposant p constant 

 pendant toute la durée de l'écIipse , 



