5 r 4 Mémoires de l'Académie Royale 

 zénith de Berlin, ACL (fig. jj, de ^6 d 22' 42", & l'angle 

 AGP de 2i d 8' 34". Supposant enfuite la parallaxe hori- 

 zontale de la Lune pour Berlin, de même que celle de l'équa- 

 teur, de 53' 3 1 " ~, l'on trouve la parallaxe de hauteur C LA 

 de 32' 8",oo ( i"q28",oo ) , qui eftauffi LK (fig. j). 



La diflance véritable S L, entre les centres du Soleil & de 

 la Lune, reliant la même que dans le calcul précédent, ravoir, 

 de près de 42' 3 6" (2 5 5 5 ",8 p ), de même que l'angle S LO, 

 6S d 36' 54", fi l'on en ôte l'angle O LK égal à l'angle 

 AGP (fig. 3), trouvé de 2i d 8' 34", il reliera 47 d 28' 

 20" pour l'angle S L K. Cet angle étant diffèrent de ce qu'il 

 a été trouvé ci-devant , & la diflance véritable SL , entre les 

 centres du Soleil & de la Lune, étant refiée la même que 

 dans les calculs précédais, la différence L X des hauteurs vraies 

 du Soleil & de la Lune fera un peu changée; on la trouve à 

 préfènt de 28' 47'ji cette différence étant ajoutée à la diflance 

 vraie de la Lune au zénith, qui a été trouvée dans ces der- 

 niers calculs de j6 d 22' 42" égale à l'angle ACL (fig-jj; 

 il vient 3 6 d 5 1 ' 3 o" pour la diflance vraie du Soleii an 

 zénith, à laquelle répond la parallaxe de hauteur du Soleil V K 

 de 7",2o; fuppofànt , comme j'ai dit ci-devant, la parallaxe 

 horizontale 1 2",oo , la différence des parallaxes de hauteur L V j 

 de la Lune & du Soleil elt donc de 102 i",70. 



Il ne refle donc plus qu'à coniidérer le triangle recTiligne 

 SL V, dans lequel on connoît les deux côtés SL , L V, & 

 l'angle compris; par la réfolution de ce triangle, l'on trouve 

 le troidème côté SV qui eft la diflance apparente des centres 

 du Soleil & de la Lune de 1 8^3", 5 3 , ou tant foit peu plus 

 de 3 1 ' 3 3 "-i. L'on voit donc que dans i'hypothèfe fphérique, 

 les élémens tirés des Tables étant d'ailleurs les mêmes , la 

 diflance apparente des centres eft plus courte de 18" que dans 

 I'hypothèfe de la Terre aplatie par les pôles ; cette quantité 

 doit changer le temps de la fin de l'éclipfe à Berlin de près 

 de 5 4" , ce qui l'approche d'autant de l'obfervation : ainli la 

 Terre étant fphérique, les Tables de M. Halley n'auroient 



