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de sorte qtié iant une éclipse centrale , la diitanee angulaire dt 

 ■ la lune au soleil , observée du centre de la terre , est égale à la 

 farallaxe de hauteur de la lune , diminuée de celle du soleil. De la 

 résulte qu'on a à très-peu près 



u := (H — p) sin z. 



Dans les formules qui précèdent , on peut évidemment remplacer 

 la lune par une planète, le soleil par une étoile. 

 Si dans la formule (15) on remplace le soleil par une étoile, 



on aura p = o , u = o, — — 4 = 1 , et la formule deviendra 

 sin p 



. „ „ sinR ,1 , 

 cos w = cos h -h ces z' — cos z ) sin H — 2 — r-vr, sin - u 

 ^ ' sin K' 2 



et si l'on observe que l'on a 



sin R 



= cos fc — sin H cos « , 



sinR' 



la formule ci-dessus devient 



sin R 



. r. , sin R 



(191. . . cos 01 = sin H cos z ■+■ - — -r-; cos u . 



Et il est évident que dans cette formule , on pourrait remplacer 

 la lune par tout autre astre sujet à parallaxe. 



4. Passons maintenant au calcul de l'instant où une éclipse 

 sera visible d'une station donnée. Pour cela , résolvons d'abord 

 l'équation (13) par rapport à cos w , ce qui donne 



sin R sin p , . 



(20)... cosu = — 7— KT -■ — T cos m' 

 ' sm R sin p 



1 sin H sin' p' — sin' p 1 sinj) sin' R' — sin* R 



2 sin j) sin* p' 2 sin H sin* R' 



