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 Dans la formule précédente, w est la distance angulaire de la lune 

 au soleil, au commencement de j'éclipse générale , e le temps cor- 

 respondant. Quand à \ , cette quantité n'entre dans la formule 

 (44) qu'eu valeur absolue. 



Comme l'instant du phénomène est celui de la conjonction en 

 ascension droite , il sera peut être préférable de déterminer d'a- 

 bord et directement, la quantité t ; cela fait , on calculera « par 

 la formule (1), et l'on s'assurera si la relation (40), qui devient 

 alors une équation de condition , est satisfaite. Cela étant , 

 l'équation 



u = (H — p) sinz 



fera connaître z; l'une des équations (42) fournira la latitude de la 

 station; en6n, la longitude se déduira de l'heure calculée de 

 l'éclipsé centrale , ou de l'instant de la conjonction en ascension 

 droite. 



Proposons-novs encore de trouver en quel lieu on verra le 

 commencement ou la fin de l'éclipsé générale. 



Dans ce cas nous connaissons t qui est donné par le calcul du 

 commencement ou de la fin de l'éclipsé générale ; ensuite on a 

 pour déterminera , z' les deux relations [fig. 5) 



90O - -^_ R 



sin [z — h] 

 (45)... { \ / 



. »^, sin z' 



z' =90" -t- ^— T p, 



sin ( z' — « ) 



en faisant abstraction de l'aplatissement terrestre. Mais l'on a , 

 aux quantités près du troisième ordre par rapport aux pa- 

 rallaxes 



sin z „ ^ r,. ■ , 



1 — H cos z — - H sin z. 



sin (z — A) _ 2 



sin z' , 1 . . . , 



1 — p cos z' — - j)' sm' z ; 



sin(z' — tt) '^ 2 



