D' Eusn S4C) à E N_C:E1s; 233 
on aura 
Ar 
LA = Cr 
à 2 2 (A! + B!] gr 
AL = ——— 
ET FE: 3: / 
son r° L'URÉBE 
? Avr) q Li 
CLR RE (r — 8) pr CREER 
RD pr pee 
Subflituons maintenant ces valeurs dans l'équation 
rs 2 fa 
fin. (latitude de la €) = fin. {parallaxe horiz. polaire) x MN CHAR. j 
Ÿ 3 
elle devient 
fin, (latitude de la Ç) — — fin. (parallaxe horiz, polaire) x en : 
Tr 
Il ne s’agit que de différentier cette équation, en regardant 
comme variables les quantités 8, © & le finus de la latitude de 
fa Pie: la méthode de maximis € minimis donnera donc pour 
condition du problème, 
rBdBr#4-,"CdC —="6;: 
ou (à caufe de BdB + CdC — 0) 
(F — 9) x B = 0. 
(74) Cette folution nous apprend que fr l'on füppole 
Terre fphérique, aucune déclinaifon particulière du Soleil ne 
fatisfait au problème; la plus grande latitude de la Lune qui 
donne l'Écliple centrale fur la Terre, peut avoir lieu un jour quel- 
conque de l'année. I n'enteft pas de même fi fon fuppole Ja 
Terre elliptique. Dans ce cas, la déclinaifon du Soleil influe fur 
la folution. Toutes chofes d'ailleurs écales, le maximum de latitude 
de Ja Lune à lieu lorfque le Soleif a la déclinaifon défignée: par 
Yéquation B — o, c'eft-à-dire lorfque | 
Ar 
Up l 
où, ce qui revient. au même, lorfque 
— . 
q — ; 
3 Q%Yr2.: 
Pr sis HT FEU 
+ Maé, 1760, à ; G£g 
