( i3 ) 



Mais * = '" ~ " , par suite . < 



— fj 



(10) .... g' 6 = L 5 . 



*„ n'entre dans cette formule qu'en valeur absolue. Dans l'exemple 

 qui précède 



B — w, = 3",4.8, r„ — \ — 88",02, = — 0", 2824, 

 par suite -;o = _ 4.4s 



§ II. 



ÉCLIPSES DE SOLEIl- 



2. Proposons-nous maintenant de déterminer l'instant où une 

 éclipse de soleil sera visible d'un lieu donné ; pour cela , nommons 

 (o' , R', p' les distances apparentes de la lune au soleil , le demi-dia- 

 mètre de la lune, et celui du soleil , observés de la station proposée; 

 (Les mêmes lettres sans accents , désigneront les mêmes quantités,;.^ 

 rapportées au centre de la terre) ; z , z' étant les distances des 

 deux astres au zénith vrai de la station , mesurées de la surface 

 terrestre comme s'il n'y avait pas d'atmosphère , A , u les deux 

 parallaxes de hauteur , nous aurons les deux équations connues 



(11). 



sin z 



sin (2 — h) 



sin p sin (z' — ») ■ 



lesquelles serviront à déterminer R', p' quand on aura obtenu 

 z , 2'. Cela posé , concevons un cône circonscrit au soleil , et qui 

 aurait son sommet dans l'œil de l'observateur. Si la lune vient 



